غلاف جو كوكب المشتري

📅 آخر تحديث: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 27 صور
الموسوعة الحرة
سحب كوكب المشتري الدوامة، في صورة بالألوان الحقيقية التقطت أثناء تحليق مسبار كاسيني-هويجنز في 29 ديسمبر 2000

يُعدّ غلاف كوكب المشتري الجوي أكبر غلاف جوي كوكبي في المجموعة الشمسية . ويتكون في معظمه من الهيدروجين الجزيئي والهيليوم بنسب تقارب النسب الشمسية ؛ أما المركبات الكيميائية الأخرى فتوجد بكميات ضئيلة ، وتشمل الميثان والأمونيا وكبريتيد الهيدروجين والماء . وعلى الرغم من الاعتقاد السائد بوجود الماء في أعماق الغلاف الجوي، إلا أن تركيزه المقاس مباشرةً منخفض للغاية. وتتجاوز وفرة النيتروجين والكبريت والغازات النبيلة في غلاف المشتري الجوي القيم الشمسية بنحو ثلاثة أضعاف. [ 1 ]

يفتقر غلاف كوكب المشتري الجوي إلى حد سفلي واضح، ويتحول تدريجيًا إلى باطنه السائل. [ 2 ] تتكون طبقات الغلاف الجوي، من الأدنى إلى الأعلى، من التروبوسفير ، والستراتوسفير ، والثرموسفير ، والإكسوسفير . ولكل طبقة تدرجات حرارية مميزة . [ 3 ] تحتوي طبقة التروبوسفير، وهي الطبقة الأدنى، على نظام معقد من السحب والضباب يتكون من طبقات من الأمونيا، وكبريتيد الأمونيوم ، والماء. [ 4 ] تنتظم سحب الأمونيا العلوية المرئية على سطح المشتري في عشرات النطاقات المدارية الموازية لخط الاستواء ، وتحدها تيارات جوية مدارية قوية (رياح) تُعرف بالتيارات النفاثة ، مما يُظهر ظاهرة تُعرف بالدوران الفائق للغلاف الجوي . وتتناوب هذه النطاقات في اللون: تُسمى النطاقات الداكنة بالأحزمة ، بينما تُسمى النطاقات الفاتحة بالمناطق . تُشير المناطق، الأبرد من الأحزمة، إلى تيارات صاعدة، بينما تُشير الأحزمة إلى غاز هابط. [ 5 ] يُعتقد أن اللون الفاتح للمناطق ناتج عن جليد الأمونيا؛ أما ما يُعطي الأحزمة ألوانها الداكنة فلا يزال غير مؤكد. [ 5 ] لا تزال أصول البنية الشريطية والتيارات النفاثة غير مفهومة تمامًا، على الرغم من وجود "نموذج سطحي" و"نموذج عميق". [ 6 ]

رسوم متحركة متغيرة الألوان لسحب كوكب المشتري أثناء حركتها

يُظهر الغلاف الجوي لكوكب المشتري نطاقًا واسعًا من الظواهر النشطة، بما في ذلك عدم استقرار الأحزمة، والدوامات ( الأعاصير والدوامات المضادة للأعاصير )، والعواصف، والبرق. [ 7 ] تظهر الدوامات على شكل بقع كبيرة حمراء أو بيضاء أو بنية (أشكال بيضاوية). أكبر بقعتين هما البقعة الحمراء العظيمة [ 8 ] والشكل البيضاوي BA [ 9 ] ، وهو أحمر اللون أيضًا. هاتان البقعتان، ومعظم البقع الكبيرة الأخرى، مضادة للأعاصير. أما الأعاصير المضادة الأصغر حجمًا فتميل إلى أن تكون بيضاء. يُعتقد أن الدوامات عبارة عن هياكل ضحلة نسبيًا لا يتجاوز عمقها بضع مئات من الكيلومترات. تقع البقعة الحمراء العظيمة في نصف الكرة الجنوبي، وهي أكبر دوامة معروفة في النظام الشمسي. يمكنها أن تبتلع ما يعادل ضعفي أو ثلاثة أضعاف حجم الأرض، وقد وُجدت منذ ثلاثمائة عام على الأقل. أما الشكل البيضاوي BA، جنوب البقعة الحمراء العظيمة، فهو بقعة حمراء يبلغ حجمها ثلث حجم البقعة الحمراء العظيمة، وقد تشكلت عام 2000 من اندماج ثلاثة أشكال بيضاوية بيضاء. [ 10 ]

يشهد كوكب المشتري عواصف قوية، غالباً ما تصاحبها ضربات برق. وتنتج هذه العواصف عن تيارات الحمل الرطبة في الغلاف الجوي المرتبطة بتبخر الماء وتكثفه. وتُعدّ هذه العواصف مواقع لحركة صاعدة قوية للهواء، مما يؤدي إلى تكوّن سحب ساطعة وكثيفة. وتتشكل العواصف بشكل رئيسي في مناطق الحزام. وتُعدّ ضربات البرق على كوكب المشتري أقوى بمئات المرات من تلك التي تُرى على الأرض، ويُفترض أنها مرتبطة بسحب الماء. [ 11 ] وتشير رصدات حديثة لمسبار جونو إلى أن ضربات البرق على كوكب المشتري تحدث فوق ارتفاع سحب الماء ((3-7  بار ). [ 12 ] قد يؤدي فصل الشحنات بين قطرات الأمونيا السائلة المتساقطة وجزيئات جليد الماء إلى توليد البرق على ارتفاعات أعلى. [ 12 ] كما لوحظ البرق في طبقات الجو العليا.على ارتفاع 260  كيلومترًا فوق مستوى شريط واحد . [ 13 ]

الهيكل الرأسي

البنية الرأسية لغلاف كوكب المشتري الجوي. لاحظ أن درجة الحرارة تنخفض مع الارتفاع فوق التروبوبوز. توقف مسبار غاليليو الجوي عن الإرسال عند عمق132  كم أسفل1  بار "سطح" كوكب المشتري. [ 3 ]

يُصنَّف غلاف جو كوكب المشتري إلى أربع طبقات، حسب تزايد الارتفاع: التروبوسفير ، والستراتوسفير ، والثرموسفير ، والإكسوسفير . وعلى عكس غلاف جو الأرض ، يفتقر غلاف جو المشتري إلى طبقة الميزوسفير . [ 14 ] لا يمتلك المشتري سطحًا صلبًا، وتنتقل طبقة التروبوسفير، وهي الطبقة الجوية الأدنى، بسلاسة إلى باطن الكوكب السائل. [ 2 ] ويعود ذلك إلى ارتفاع درجات الحرارة والضغوط بشكل كبير عن النقاط الحرجة للهيدروجين والهيليوم، مما يعني عدم وجود حد فاصل واضح بين حالتي الغاز والسائل. يُعتبر الهيدروجين سائلًا فوق حرج عندما تتجاوز درجة حرارته 10 درجات مئوية.33  كلفن والضغط أعلى من13  بار . [ 2 ]

بما أن الحد السفلي للغلاف الجوي غير محدد بدقة، فإن مستوى الضغط10 بار  ، على ارتفاع حوالي90  كم أسفل1  بار مع درجة حرارة حوالي تُعتبر درجة حرارة 340 كلفن ، عادةً، قاعدة طبقة التروبوسفير. [ 3 ] في الأدبيات العلمية، يُختار مستوى ضغط 1 بار عادةً كنقطة صفر للارتفاعات - أي "سطح" كوكب المشتري. [ 2 ] وكما هو الحال عمومًا، فإن الطبقة الجوية العليا، الإكسوسفير، لا تملك حدًا علويًا محددًا. [ 15 ] تتناقص الكثافة تدريجيًا حتى تنتقل بسلاسة إلى الوسط بين الكواكب تقريبًا.5000  كيلومتر فوق "السطح". [ 16 ]

تتشابه تدرجات درجة الحرارة الرأسية في الغلاف الجوي لكوكب المشتري مع تلك الموجودة في الغلاف الجوي للأرض . تنخفض درجة حرارة طبقة التروبوسفير مع الارتفاع حتى تصل إلى أدنى مستوى لها عند التروبوبوز ، [ 17 ] وهو الحد الفاصل بين طبقتي التروبوسفير والستراتوسفير. على كوكب المشتري، يبلغ ارتفاع التروبوبوز تقريبًا50  كم فوق السحب المرئية (أو(مستوى 1  بار ). يبلغ الضغط ودرجة الحرارة عند التروبوبوز حوالي0.1  بار و110  ألف . [ 3 ] [ 18 ] (هذا يعطي انخفاضًا قدره 340 - 110 =230  درجة مئوية ، أكثر من 90 + 50 =140  كم . يبلغ معدل التغير الحراري الأديباتي على الأرض حوالي9.8  درجة مئوية/كم . يتناسب معدل التغير الحراري الأديباتي طرديًا مع متوسط ​​الوزن الجزيئي وقوة الجاذبية . تبلغ قوة الجاذبية حوالي 2.5 ضعف قوتها على الأرض، بينما يقل متوسط ​​الوزن الجزيئي بحوالي 15 ضعفًا. في طبقة الستراتوسفير، ترتفع درجات الحرارة إلى حوالي200  كلفن عند الانتقال إلى الغلاف الحراري، على ارتفاع وضغط حوالي320  كم و1  ميكروبار . [ 3 ] في الغلاف الحراري، تستمر درجات الحرارة في الارتفاع، لتصل في النهاية إلى1000  كلفن عند حوالي1000  كم ، حيث يبلغ الضغط حوالي1  نانوبار . [ 19 ]

تحتوي طبقة التروبوسفير لكوكب المشتري على بنية سحابية معقدة. [ 20 ] تقع السحب العليا في نطاق الضغط تتكون السحب التي يتراوح ضغطها بين 0.6 و0.9 بار من جليد الأمونيا. [ 21 ] أسفل هذه السحب الجليدية، توجد سحب أكثر كثافة مصنوعة من كبريتيد هيدروسلفيد الأمونيوم ، (NH4 ) SH ، أو كبريتيد الأمونيوم ، (NH4 ) 2S ( بين1-2  بار )، والماء ( يُعتقد بوجود سحب الميثان عند ضغوط تتراوح بين 3 و7 بار . [ 22 ] [ 23 ] لا توجد سحب ميثان لأن درجات الحرارة مرتفعة جدًا بحيث لا تسمح بتكثفه. [ 20 ] تُشكل السحب المائية الطبقة الأكثر كثافة من السحب ولها التأثير الأقوى على ديناميكيات الغلاف الجوي. ويعود ذلك إلى ارتفاع حرارة تكثف الماء ووفرته مقارنةً بالأمونيا وكبريتيد الهيدروجين (الأكسجين عنصر كيميائي أكثر وفرة من النيتروجين أو الكبريت). [ 14 ] توجد أنواع مختلفة من السحب في طبقة التروبوسفير (عند200-500  مليبار ) والستراتوسفير (عندتتواجد طبقات الضباب (10-100  مليبار ) فوق طبقات السحب الرئيسية. [ 22 ] [ 24 ] تتكون طبقات الضباب الستراتوسفيرية من الهيدروكربونات العطرية متعددة الحلقات الثقيلة المكثفة أو الهيدرازين ، والتي تتولد في الطبقة العليا من الستراتوسفير ((1-100  ميكروبار ) من الميثان تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية الشمسية. [ 20 ] تبلغ وفرة الميثان بالنسبة للهيدروجين الجزيئي في الستراتوسفير حوالي 10−4 ، [ 16 ] بينما تبلغ نسبة وفرة الهيدروكربونات الخفيفة الأخرى ، مثل الإيثان والأسيتيلين، إلى الهيدروجين الجزيئي حوالي 10−6 . [ 16 ]

يقع الغلاف الحراري لكوكب المشتري عند ضغوط أقل منيبلغ ضغطها 1  ميكروبار ، وتُظهر ظواهر مثل التوهج الجوي ، والشفق القطبي ، وانبعاثات الأشعة السينية . [ 25 ] وتحتوي على طبقات ذات كثافة إلكترونية وأيونية متزايدة تُشكل الأيونوسفير . [ 16 ] وتسود درجات الحرارة العالية في الثيرموسفير (لم يكن بالإمكان تفسير درجة الحرارة (800-1000  كلفن ) لأكثر من 50 عامًا؛ [ 19 ] وتوقعت النماذج درجة حرارة لا تتجاوز حوالي400  كلفن . [ 16 ] اقتُرحت مصادر طاقة، تشمل امتصاص الإشعاع الشمسي عالي الطاقة (الأشعة فوق البنفسجية أو الأشعة السينية)، والتسخين الناتج عن الجسيمات المشحونة المتساقطة من الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري، والتسخين الجولي الناتج عن الاحتكاك في الغلاف الأيوني الشفقي، أو تبديد موجات الجاذبية الصاعدة ، [ 26 ] كحلول محتملة لـ"أزمة الطاقة" هذه. تشير الملاحظات العالمية بالأشعة تحت الحمراء لبنية درجة الحرارة ونموذج مُحدَّث إلى أن التباين ناتج عن طاقة شفقية مصدرها التسخين الجولي ويُعاد توزيعها عبر سحب الأيونات. [ 27 ] [ 28 ] يُصدر الغلاف الحراري والغلاف الخارجي عند القطبين وعند خطوط العرض المنخفضة أشعة سينية، رُصدت لأول مرة بواسطة مرصد أينشتاين عام 1983. [ 29 ] تُنشئ الجسيمات النشطة القادمة من الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري أشكالًا بيضاوية شفقية ساطعة تُحيط بالقطبين. على عكس نظائرها الأرضية، التي لا تظهر إلا أثناء العواصف المغناطيسية ، تُعدّ الشفق القطبي سمة دائمة لغلاف كوكب المشتري الجوي. [ 29 ] وكانت طبقة الثيرموسفير أول مكان خارج الأرض يُكتشف فيه كاتيون الهيدروجين الثلاثي ( H + 3 ). [ 16 ] يُصدر هذا الأيون إشعاعًا قويًا في الجزء المتوسط ​​من الأشعة تحت الحمراء من الطيف، بأطوال موجية تتراوح بين2 و 5  ميكرومتر ؛ هذه آلية تبريد رئيسية للغلاف الحراري. [ 19 ]

التركيب الكيميائي

وفرة العناصر بالنسبة للهيدروجين في كوكب المشتري والشمس [ 1 ]
عنصرشمسالمشتري/الشمس
هو / هـ0.09750.807 ± 0.02
ني / هـ1.23 × 10 −40.10 ± 0.01
Ar / H3.62 × 10 −62.5 ± 0.5
Kr / H1.61 × 10 −92.7 ± 0.5
Xe / H1.68 × 10 −102.6 ± 0.5
ج / ح3.62 × 10 −42.9 ± 0.5
شمال / هـ1.12 × 10 −4
  • 3.6 ± 0.5 (8  بار )
  • 3.2 ± 1.4 (9-12  بار )
أوه​​8.51 × 10 −4
  • 0.033 ± 0.015 (12  بار )
  • 0.19–0.58 (19  بار ) [ب]
P / H3.73 × 10 −70.82
ش​​1.62 × 10 −52.5 ± 0.15
النسب النظائرية في كوكب المشتري والشمس [ 1 ]
نسبةشمسكوكب المشتري
13 درجة مئوية / 12 درجة مئوية0.0110.0108 ± 0.0005
15 شمالاً / 14 شمالاً<2.8 × 10 −3(2.3 ± 0.3) × 10 −3 (0.08–2.8  بار )
36 Ar / 38 Ar5.77 ± 0.085.6 ± 0.25
20 ني / 22 ني13.81 ± 0.0813 ± 2
3 هو / 4 هو(1.5 ± 0.3) × 10 −4(1.66 ± 0.05) × 10 −4
د / ح(3.0 ± 0.17) × 10 −5(2.25 ± 0.35) × 10 −5

يتشابه تركيب غلاف كوكب المشتري الجوي مع تركيب الكوكب ككل. [ 1 ] يُعد غلاف المشتري الجوي الأكثر فهمًا بين أغلفة الكواكب العملاقة، وذلك بفضل رصده المباشر بواسطة مسبار غاليليو الجوي عند دخوله غلاف المشتري الجوي في  7 ديسمبر 1995. [ 30 ] تشمل المصادر الأخرى للمعلومات حول تركيب غلاف المشتري الجوي مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء (ISO)، [ 31 ] ومركبتي غاليليو وكاسيني المداريتين ، [ 32 ] بالإضافة إلى عمليات الرصد الأرضية. [ 1 ]

المكونان الرئيسيان للغلاف الجوي لكوكب المشتري هما الهيدروجين الجزيئي ( H2 ) والهيليوم . [ 1 ] وفرة الهيليوم هي0.157 ± 0.004 نسبةً إلى الهيدروجين الجزيئي من حيث عدد الجزيئات، وكسر كتلته هو0.234 ± 0.005 ، وهي نسبة أقل بقليل من القيمة البدائية للنظام الشمسي . [ 1 ] لا يزال سبب هذا النقص غير مفهوم تمامًا، ولكن يُحتمل أن يكون بعض الهيليوم قد تكثف في لب كوكب المشتري. [ 21 ] من المرجح أن يكون هذا التكثف على شكل مطر هيليوم: حيث يتحول الهيدروجين إلى الحالة المعدنية على أعماق تزيد عنعلى ارتفاع 10,000  كيلومتر ، ينفصل الهيليوم عن النواة مكونًا قطرات، نظرًا لكثافتها الأعلى من الهيدروجين المعدني، فتهبط نحو مركزها. وهذا يفسر أيضًا النقص الحاد في النيون (انظر الجدول)، وهو عنصر يذوب بسهولة في قطرات الهيليوم، ومن المرجح أن ينتقل معها نحو مركز النواة أيضًا. [ 33 ] [ 34 ]

يحتوي الغلاف الجوي على مركبات بسيطة متنوعة مثل الماء والميثان ( CH4 ) وكبريتيد الهيدروجين ( H2S ) والأمونيا ( NH3 ) والفوسفين ( PH3 ) . [ 1 ] وتختلف وفرتها في الأعماق ( أسفل تشير بيانات طبقة التروبوسفير (10 بار ) إلى أن غلاف جو المشتري غني بعناصر الكربون والنيتروجين والكبريت ، وربما الأكسجين ، بنسبة تتراوح بين 2 و4 أضعاف مقارنةً بالشمس. [ ب] [ج] [ 1 ] كما تظهر الغازات النبيلة الأرجون والكريبتون والزينون بوفرة نسبية مقارنةً بمستوياتها الشمسية (انظر الجدول)، بينما يُعد النيون أقل وفرة بكثير. [ 1 ] وتوجد مركبات كيميائية أخرى ، مثل الأرسين ( AsH3 ) والجرمانيوم ( GeH4 ) ، بكميات ضئيلة فقط. [ 1 ] يحتوي الغلاف الجوي العلوي للمشتري على كميات صغيرة من الهيدروكربونات البسيطة ، مثل الإيثان والأسيتيلين وثنائي الأسيتيلين ، والتي تتشكل من الميثان تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية الشمسية والجسيمات المشحونة القادمة من الغلاف المغناطيسي للمشتري . [ 1 ] يُعتقد أن ثاني أكسيد الكربون وأول أكسيد الكربون والماء الموجودة في الغلاف الجوي العلوي تنشأ من اصطدام المذنبات ، مثل مذنب شوميكر-ليفي 9. ولا يمكن أن يأتي الماء من طبقة التروبوسفير لأن طبقة التروبوبوز الباردة تعمل كمصيدة باردة، مما يمنع الماء فعليًا من الصعود إلى طبقة الستراتوسفير (انظر التركيب الرأسي أعلاه). [ 1 ] 

أدت القياسات الأرضية  والفضائية إلى تحسين معرفتنا بالنسب النظائرية في غلاف كوكب المشتري الجوي. اعتبارًا من يوليو 2003، كانت القيمة المقبولة لوفرة الديوتيريوم هي(2.25 ± 0.35 ) × 10⁻⁵ ، [ 1 ] وهو ما يُرجّح أنه يُمثّل القيمة البدائية في السديم الشمسي الأولي الذي نشأ منه النظام الشمسي. [ 31 ] نسبة نظائر النيتروجين في الغلاف الجوي لكوكب المشتري، 15N إلى 14N ، هي2.3 × 10⁻³ ، أي أقل بمقدار الثلث من نسبتها في الغلاف الجوي للأرض (3.5 × 10⁻³ ). [ 1 ] يُعد هذا الاكتشاف الأخير ذا أهمية خاصة، إذ اعتبرت النظريات السابقة لتكوين النظام الشمسي أن القيمة الأرضية لنسبة نظائر النيتروجين هي القيمة البدائية. [ 31 ]

المناطق والأحزمة والنفاثات

إسقاط مجسم قطبي لغلاف جو كوكب المشتري متمركز حول قطبه الجنوبي

ينقسم سطح كوكب المشتري المرئي إلى عدة نطاقات موازية لخط الاستواء. يوجد نوعان من النطاقات: مناطق فاتحة اللون وأحزمة داكنة نسبيًا . [ 5 ] تمتد المنطقة الاستوائية الأوسع (EZ) بين خطي عرض 7° جنوبًا و7° شمالًا تقريبًا. وفوق المنطقة الاستوائية، يمتد الحزامان الاستوائيان الشمالي والجنوبي (NEB وSEB) إلى خطي عرض 18° شمالًا و18° جنوبًا على التوالي. وبعيدًا عن خط الاستواء، تقع المنطقتان المداريتان الشمالية والجنوبية (NtrZ وSTrZ). [ 5 ] ويستمر النمط المتناوب للأحزمة والمناطق حتى المناطق القطبية عند  خط عرض 50 درجة تقريبًا، حيث يصبح ظهورها المرئي باهتًا نوعًا ما. [ 35 ]

يعود اختلاف المظهر بين المناطق والأحزمة إلى اختلاف كثافة السحب. فتركيز الأمونيا أعلى في المناطق، مما يؤدي إلى ظهور سحب أكثر كثافة من جليد الأمونيا على ارتفاعات أعلى، وهو ما يُفسر لونها الفاتح. [ 17 ] أما في الأحزمة، فتكون السحب أقل كثافة وتقع على ارتفاعات أقل. [17] وتكون طبقة التروبوسفير العليا أبرد في المناطق وأكثر دفئًا في الأحزمة. [ 5 ] ولا تزال الطبيعة الدقيقة للمواد الكيميائية التي تُضفي على مناطق وأحزمة كوكب المشتري هذا اللون الزاهي غير معروفة ، ولكنها قد تشمل مركبات معقدة من الكبريت والفوسفور والكربون . [ 5 ]

تُحدَّد نطاقات كوكب المشتري بتيارات جوية نطاقية (رياح) تُسمى التيارات النفاثة . توجد التيارات النفاثة المتجهة شرقًا ( المتقدمة ) عند الانتقال من المناطق إلى الأحزمة (بابتعادها عن خط الاستواء)، بينما تُشير التيارات النفاثة المتجهة غربًا ( المتراجعة ) إلى الانتقال من الأحزمة إلى المناطق. [ 5 ] تعني أنماط سرعة التدفق هذه أن زخم التيارات النفاثة المتجه شرقًا يتناقص في الأحزمة ويزداد في المناطق من خط الاستواء إلى القطب. لذلك، يكون قص الرياح في الأحزمة إعصاريًا ، بينما يكون في المناطق مضادًا للإعصار . [ 23 ] تُعد المنطقة الاستوائية استثناءً لهذه القاعدة، حيث تُظهر تيارًا نفاثًا قويًا متجهًا شرقًا (متقدمًا) ولها حد أدنى محلي لسرعة الرياح عند خط الاستواء تمامًا. تكون سرعات التيارات النفاثة عالية على كوكب المشتري، حيث تصل إلى أكثر من100  م/ث . [ 5 ] تتوافق هذه السرعات مع سحب الأمونيا الموجودة في نطاق الضغط0.7–1  بار . تكون النفاثات الأمامية أقوى عمومًا من النفاثات الخلفية. [ 5 ] تمتد هذه النفاثات آلاف الكيلومترات داخل الكوكب، كما قاسها جهاز قياس الجاذبية الموجود على متن مركبة جونو الفضائية . [ 36 ] يكون اتجاه امتداد النفاثات داخل الكوكب موازيًا لمحور دوران المشتري [ 37 ] وليس في اتجاه شعاعي (نحو مركز الكوكب)، بما يتوافق مع نظرية تايلور-براودمان . [ 38 ] قاس مسبار غاليليو المقطع الرأسي لنفاثة على طول مسار هبوطها في غلاف المشتري الجوي، ووجد أن الرياح تتلاشى على مدى ارتفاعين إلى ثلاثة ارتفاعات قياسية [a] فوق السحب، بينما تحت مستوى السحب، تزداد الرياح قليلًا ثم تظل ثابتة حتى مستوى معين على الأقل.22  بار — أقصى عمق تشغيلي يصل إليه المسبار. [ 18 ]

سرعات الرياح المدارية في الغلاف الجوي لكوكب المشتري

لا يزال أصل بنية الأشرطة الملونة على كوكب المشتري غير واضح تمامًا، مع أنها قد تُشابه بنية السحب في خلايا هادلي على الأرض . التفسير الأبسط هو أن المناطق هي مواقع لارتفاعات الهواء ، بينما الأحزمة هي مظاهر لانخفاضات الهواء . [ 39 ] عندما يرتفع الهواء الغني بالأمونيا في المناطق، يتمدد ويبرد، مُشكلاً سحبًا بيضاء عالية وكثيفة. أما في الأحزمة، فيهبط الهواء، مُسخنًا بشكل أديباتي كما في منطقة التقارب على الأرض، وتتبخر سحب الأمونيا البيضاء، كاشفةً عن سحب أقل ارتفاعًا وأكثر قتامة. يتميز موقع وعرض الأشرطة، وسرعة وموقع التيارات النفاثة على كوكب المشتري بثبات ملحوظ، إذ لم تتغير إلا قليلاً بين عامي 1980 و2000. ومن أمثلة هذا التغير انخفاض سرعة أقوى تيار نفاث شرقي يقع على الحدود بين المنطقة الاستوائية الشمالية والأحزمة المعتدلة الشمالية عند خط عرض 23° شمالًا. [ 6 ] [ 39 ] ومع ذلك، تختلف الأشرطة في لونها وشدتها بمرور الوقت (انظر "شريط محدد"). وقد لوحظت هذه الاختلافات لأول مرة في أوائل القرن السابع عشر. [ 40 ]

خلايا الدورة الدموية الميريديانية

خلايا الدوران المداري هي حركة جوية واسعة النطاق، حيث يرتفع الغاز عند خط عرض معين، ويتحرك في اتجاه الشمال والجنوب (المداري)، ثم يهبط، ويعود إلى نقطة الأصل في دورة مغلقة. [ 41 ] على الأرض، يتكون الدوران المداري من 3 خلايا في كل نصف كرة: خلايا هادلي ، وفيريل، والقطبية . على كوكب المشتري، أشارت الأحزمة السحابية المرئية إلى حركة صاعدة في المناطق وحركة هابطة في الأحزمة، وهو ما يشير فقط إلى الطبقات العليا القليلة. [ 42 ] ومع ذلك، فإن ارتفاع وتيرة ومضات البرق في الأحزمة، والذي يشير إلى حركة جوية صاعدة، يشير إلى حركة معاكسة في الطبقات الأعمق من الغلاف الجوي. [ 43 ] تستكشف قياسات الموجات الميكروية التي تقوم بها مركبة جونو الغلاف الجوي وصولاً إلى~240  بار . [ 44 ] أكدت هذه القياسات وجود هذه الحركات كجزء من خلايا دوران كبيرة في خطوط العرض المتوسطة، ذات حركة صاعدة في الأحزمة وحركات هابطة في المناطق، تمتد من انخفض شريط واحد تقريبًا إلى ما لا يقل عنحوالي ٢٤٠  بار . [ ٤٥ ] حتى الآن، تم تحديد ٨ خلايا في كل نصف من نصفي كوكب المشتري على امتداد خطوط العرض ٢٠°-٦٠° شمالًا/جنوبًا. [ ٤٥ ] تُحرك خلايا خطوط العرض المتوسطة بفعل انكسار الموجات الجوية ، على غرار خلايا فيريل على الأرض. [ ٤٥ ] بينما على الأرض، يتوازن التدفق العائد في الفرع السفلي للخلايا بفعل الاحتكاك في طبقة إيكمان ، فإن التوازن في كوكب المشتري لا يزال مجهولًا، ولكن أحد الاحتمالات هو أن الاحتكاك يُحافظ عليه بفعل السحب المغناطيسي. [ ٤٦ ]

فرق موسيقية محددة

رسم توضيحي مثالي لأحزمة سحب كوكب المشتري، مع تسمية اختصاراتها الرسمية. المناطق الفاتحة مُشار إليها على اليمين، والأحزمة الداكنة على اليسار. تظهر البقعة الحمراء العظيمة والمنطقة البيضاوية BA في المنطقة الاستوائية الجنوبية والمنطقة المعتدلة الجنوبية، على التوالي.

تتميز الأحزمة والمناطق التي تقسم غلاف كوكب المشتري الجوي بأسمائها وخصائصها الفريدة. تبدأ هذه المناطق أسفل منطقتي القطب الشمالي والجنوبي، واللتان تمتدان من القطبين إلى ما يقارب 40-48 درجة شمالاً/جنوباً. وعادةً ما تكون هذه المناطق ذات اللون الرمادي المائل للزرقة خالية من المعالم. [ 35 ]

نادرًا ما تُظهر المنطقة المعتدلة الشمالية تفاصيل أكثر من المناطق القطبية، وذلك بسبب تعتيم الأطراف ، وقصر المنظور ، وانتشار المعالم بشكل عام. ومع ذلك، يُعد الحزام المعتدل الشمالي (NNTB) أقصى الأحزمة تميزًا شمالًا، على الرغم من اختفائه أحيانًا. تميل الاضطرابات إلى أن تكون طفيفة وقصيرة الأمد. ربما تكون المنطقة المعتدلة الشمالية (NNTZ) أكثر بروزًا، ولكنها هادئة عمومًا. تُلاحظ أحزمة ومناطق أخرى ثانوية في المنطقة من حين لآخر. [ 47 ]

تُعدّ المنطقة المعتدلة الشمالية جزءًا من منطقة عرضية يسهل رصدها من الأرض، ولذا فهي تتمتع بسجل رصد ممتاز. [ 48 ] كما أنها تضم ​​أقوى تيار نفاث أمامي على الكوكب، وهو تيار غربي يُشكّل الحد الجنوبي للحزام المعتدل الشمالي. [ 48 ] يتلاشى الحزام المعتدل الشمالي تقريبًا مرة كل عقد (كما كان الحال خلال رحلات فوياجر )، مما يجعل المنطقة المعتدلة الشمالية تندمج ظاهريًا مع المنطقة الاستوائية الشمالية. [ 48 ] وفي أحيان أخرى، ينقسم الحزام المعتدل الشمالي بواسطة حزام ضيق إلى جزأين شمالي وجنوبي. [ 48 ]

تتألف المنطقة الاستوائية الشمالية من نطاق شمال الاستوائي (NTropZ) والحزام الاستوائي الشمالي (NEB). يتميز نطاق شمال الاستوائي عمومًا بثبات لونه، ولا يتغير لونه إلا بالتزامن مع نشاط التيار النفاث الجنوبي للحزام الاستوائي الشمالي. ومثل نطاق شمال الاستوائي، ينقسم هذا النطاق أحيانًا بواسطة شريط ضيق يُسمى نطاق شمال الاستوائي (NTropB). وفي حالات نادرة، يشهد جنوب نطاق شمال الاستوائي ظهور "البقع الحمراء الصغيرة". وكما يوحي الاسم، فهي نظائر شمالية للبقعة الحمراء الكبيرة. وعلى عكس البقعة الحمراء الكبيرة، تميل هذه البقع إلى الظهور في أزواج وتكون دائمًا قصيرة العمر، إذ تدوم لمدة عام في المتوسط؛ وقد شوهدت إحداها أثناء مرور مركبة بايونير 10. [ 49 ]

يُعدّ حزام شمال شرق المحيط الأطلسي (NEB) أحد أكثر الأحزمة نشاطًا على كوكب الأرض. يتميز بوجود أشكال بيضاوية بيضاء مضادة للأعاصير و"بارجات" إعصارية (تُعرف أيضًا باسم "الأشكال البيضاوية البنية")، حيث تتشكل الأولى عادةً في مناطق أبعد شمالًا من الثانية؛ وكما هو الحال في منطقة شمال المدار الاستوائي (NTropZ)، فإن معظم هذه السمات قصيرة العمر نسبيًا. ومثل حزام جنوب خط الاستواء (SEB)، فقد شهد حزام شمال شرق المحيط الأطلسي (NEB) أحيانًا تلاشيًا و"عودة" ملحوظة. ويبلغ النطاق الزمني لهذه التغيرات حوالي 25  عامًا. [ 50 ]

مناطق وأحزمة ودوامات على كوكب المشتري، نوفمبر 2000. يمتد هذا الفيديو المتحرك المكون من 14 إطارًا على مدى 24  يومًا على كوكب المشتري، أي ما يعادل 10  أيام أرضية تقريبًا. تظهر المنطقة الاستوائية الواسعة في المركز محاطة بحزامين استوائيين داكنين. تتغير "البقع الساخنة" الرمادية المائلة للزرقة غير المنتظمة على الحافة الشمالية للمنطقة الاستوائية مع تحركها شرقًا. تقع البقعة الحمراء الكبيرة على الحافة الجنوبية للحزام الاستوائي. تدور سلاسل من العواصف الصغيرة حول أشكال بيضاوية في نصف الكرة الشمالي. يبلغ  قطر أصغر المعالم المرئية عند خط الاستواء حوالي 600 كيلومتر. قد تكون المعالم الصغيرة الساطعة التي تظهر في إطار واحد عواصف رعدية. أما البقع السوداء التي تظهر في إطار واحد في الحزام الاستوائي فهي أقمار المشتري التي تحجب مجال الرؤية.

تُعدّ المنطقة الاستوائية من أكثر مناطق الكوكب استقرارًا، سواءً من حيث خط العرض أو النشاط. وتشهد الحافة الشمالية للمنطقة الاستوائية أعمدةً رائعةً تمتدّ جنوب غرب من الحزام الاستوائي الشمالي، وتحدّها تضاريس داكنة ودافئة (في الأشعة تحت الحمراء ) تُعرف باسم البقع الساخنة. [ 51 ] وعلى الرغم من أن الحدود الجنوبية للمنطقة الاستوائية عادةً ما تكون هادئة، إلا أن الملاحظات التي أُجريت في أواخر القرن التاسع عشر وأوائل القرن العشرين تُظهر أن هذا النمط كان معكوسًا آنذاك مقارنةً باليوم. وتتفاوت المنطقة الاستوائية بشكل كبير في لونها، من الباهت إلى الأصفر المغري ، أو حتى النحاسي؛ ويقسمها أحيانًا الحزام الاستوائي. [ 52 ] وتتحرك التضاريس في المنطقة الاستوائية تقريبًا390  كم/ساعة بالنسبة لخطوط العرض الأخرى. [ 53 ]

تضم المنطقة الاستوائية الجنوبية الحزام الاستوائي الجنوبي والمنطقة الاستوائية الجنوبية. وهي المنطقة الأكثر نشاطًا على كوكب المشتري، إذ تضم أقوى تيار نفاث رجعي . عادةً ما يكون الحزام الاستوائي الجنوبي أوسع وأغمق حزام على كوكب المشتري؛ وقد ينقسم أحيانًا بواسطة منطقة (الحزام الاستوائي الجنوبي الشرقي المنقسم)، ويمكن أن يختفي تمامًا كل 3  إلى 15  عامًا قبل أن يعاود الظهور فيما يُعرف بدورة إحياء الحزام الاستوائي الجنوبي. بعد أسابيع أو أشهر من اختفاء الحزام، تتشكل بقعة بيضاء تقذف مادة بنية داكنة تمتد لتشكل حزامًا جديدًا بفعل رياح المشتري. اختفى الحزام آخر مرة في مايو 2010. [ 54 ] من خصائص الحزام الاستوائي الجنوبي أيضًا سلسلة طويلة من الاضطرابات الإعصارية التي تعقب البقعة الحمراء العظيمة. ومثل المنطقة الاستوائية الشمالية، تُعد المنطقة الاستوائية الجنوبية من أبرز المناطق على كوكب المشتري. لا يقتصر الأمر على احتوائها على GRS فحسب، بل إنها تتعرض أحيانًا لاضطراب استوائي جنوبي (STropD)، وهو تقسيم للمنطقة يمكن أن يستمر لفترة طويلة جدًا؛ أشهرها استمر من عام 1901 إلى عام 1939. [ 55 ]

تكشف هذه الصورة ذات الألوان الزائفة من تلسكوب هابل الفضائي عن بنية موجية نادرة تقع شمال خط استواء الكوكب مباشرة. [ 56 ]

تُعدّ المنطقة المعتدلة الجنوبية، أو حزام المنطقة المعتدلة الجنوبية (STB)، حزامًا داكنًا بارزًا آخر، أكثر بروزًا من حزام المنطقة المعتدلة الشمالية (NTB)؛ وحتى مارس 2000، كانت أبرز معالمها أشكال بيضاوية بيضاء طويلة الأمد، هي BC وDE وFA، والتي اندمجت لاحقًا لتُشكّل الشكل البيضاوي BA ("الأحمر الصغير"). كانت هذه الأشكال البيضاوية جزءًا من المنطقة المعتدلة الجنوبية، لكنها امتدت إلى حزام المنطقة المعتدلة الجنوبية، ما أدى إلى حجبها جزئيًا. [ 5 ] وقد تلاشى حزام المنطقة المعتدلة الجنوبية في بعض الأحيان، على ما يبدو بسبب تفاعلات معقدة بين الأشكال البيضاوية البيضاء والبقعة الحمراء الكبيرة (GRS). ويُعدّ مظهر المنطقة المعتدلة الجنوبية (STZ) - وهي المنطقة التي نشأت فيها الأشكال البيضاوية البيضاء - شديد التباين. [ 57 ]

توجد على كوكب المشتري سمات أخرى إما مؤقتة أو يصعب رصدها من الأرض. فالمنطقة المعتدلة الجنوبية الجنوبية أصعب تمييزًا حتى من المنطقة المعتدلة الشمالية الشمالية؛ إذ إن تفاصيلها دقيقة ولا يمكن دراستها جيدًا إلا بواسطة تلسكوبات كبيرة أو مركبات فضائية. [ 58 ] العديد من المناطق والأحزمة عابرة بطبيعتها وليست مرئية دائمًا. وتشمل هذه الحزام الاستوائي (EB)، [ 59 ] ومنطقة الحزام الاستوائي الشمالي (NEBZ، وهي منطقة بيضاء داخل الحزام) ومنطقة الحزام الاستوائي الجنوبي (SEBZ). [ 60 ] كما تنقسم الأحزمة أحيانًا بفعل اضطراب مفاجئ. فعندما يقسم اضطراب حزامًا أو منطقة مفردة عادةً، يُضاف حرف N أو S للإشارة إلى ما إذا كان المكون شماليًا أم جنوبيًا؛ على سبيل المثال، NEB(N) وNEB(S). [ 61 ]

الديناميكيات

صور هابل لكوكب المشتري التي التقطت في إطار برنامج OPAL (إرث الغلاف الجوي للكواكب الخارجية) من عام 2015 إلى عام 2024، بألوان حقيقية تقريبًا.

تختلف حركة الهواء في غلاف المشتري الجوي اختلافًا ملحوظًا عن حركة الهواء في غلاف الأرض الجوي . فباطن المشتري سائل ولا يحتوي على أي سطح صلب. ولذلك، قد تحدث تيارات الحمل الحراري في جميع أنحاء غلافه الجزيئي الخارجي. وحتى عام 2008، لم يتم تطوير نظرية شاملة لديناميكيات غلاف المشتري الجوي. وأي نظرية من هذا القبيل تحتاج إلى تفسير الحقائق التالية: وجود نطاقات وتيارات ضيقة مستقرة ومتناظرة بالنسبة لخط استواء المشتري، والتيار النفاث القوي المتجه للأمام والمُرصَد عند خط الاستواء، والفرق بين المناطق والأحزمة، وأصل واستمرار الدوامات الكبيرة مثل البقعة الحمراء العظيمة. [ 6 ]

يمكن تقسيم النظريات المتعلقة بديناميكيات الغلاف الجوي لكوكب المشتري إلى فئتين رئيسيتين: السطحية والعميقة. تفترض الأولى أن الدوران المرصود يقتصر إلى حد كبير على طبقة خارجية رقيقة (طبقة الطقس) من الكوكب، تغطي باطنه المستقر. أما الثانية، فتفترض أن التدفقات الجوية المرصودة ليست سوى مظهر سطحي لدوران متجذر بعمق في الغلاف الجزيئي الخارجي للمشتري. [ 62 ] ونظرًا لأن لكلتا النظريتين نقاط قوة وضعف، يعتقد العديد من علماء الكواكب أن النظرية الصحيحة ستتضمن عناصر من كلا النموذجين. [ 63 ]

نماذج سطحية

تعود المحاولات الأولى لتفسير ديناميكيات الغلاف الجوي لكوكب المشتري إلى ستينيات القرن العشرين. [ 62 ] [ 64 ] وقد استندت هذه المحاولات جزئيًا إلى علم الأرصاد الجوية الأرضية ، الذي كان قد تطور بشكل كبير بحلول ذلك الوقت. افترضت تلك النماذج البسيطة أن التيارات النفاثة على كوكب المشتري مدفوعة باضطرابات صغيرة النطاق ، والتي بدورها تُحافظ عليها تيارات الحمل الرطبة في الطبقة الخارجية من الغلاف الجوي (فوق السحب المائية). [ 65 ] [ 66 ] تُعد تيارات الحمل الرطبة ظاهرة مرتبطة بتكثيف وتبخر الماء، وهي أحد المحركات الرئيسية للطقس الأرضي. [ 67 ] يرتبط تكوّن التيارات النفاثة في هذا النموذج بخاصية معروفة للاضطراب ثنائي الأبعاد، وهي ما يُسمى بالتتالي العكسي، حيث تندمج البنى المضطربة الصغيرة (الدوامات) لتشكيل بنى أكبر. [ 65 ] يعني الحجم المحدود للكوكب أن سلسلة التفاعلات لا يمكنها إنتاج هياكل أكبر من مقياس مميز، يُسمى بالنسبة للمشتري مقياس راينز. ويرتبط وجود هذا المقياس بإنتاج موجات روسبي . وتعمل هذه العملية على النحو التالي: عندما تصل أكبر الهياكل المضطربة إلى حجم معين، تبدأ الطاقة بالتدفق إلى موجات روسبي بدلاً من الهياكل الأكبر، وتتوقف سلسلة التفاعلات العكسية. [ 68 ] بما أن علاقة تشتت موجات روسبي على الكوكب الكروي سريع الدوران غير متجانسة ، فإن مقياس راينز في الاتجاه الموازي لخط الاستواء يكون أكبر منه في الاتجاه العمودي عليه. [ 68 ] والنتيجة النهائية للعملية الموصوفة أعلاه هي إنتاج هياكل مستطيلة واسعة النطاق، موازية لخط الاستواء. ويبدو أن امتدادها الزوالي يتطابق مع العرض الفعلي للتيارات النفاثة. [ 65 ] لذلك، في النماذج الضحلة، تغذي الدوامات التيارات النفاثة فعليًا، ومن المفترض أن تختفي بالاندماج معها.

على الرغم من قدرة نماذج طبقات الطقس هذه على تفسير وجود عشرات التيارات النفاثة الضيقة بنجاح، إلا أنها تعاني من مشاكل خطيرة. [ 65 ] يتمثل أحد أبرز عيوب النموذج في التيار النفاث الاستوائي الأمامي (سريع الدوران): فباستثناءات نادرة، تُنتج النماذج الضحلة تيارًا نفاثًا خلفيًا قويًا (أبطأ دورانًا)، وهو ما يتعارض مع الملاحظات. إضافةً إلى ذلك، تميل هذه التيارات النفاثة إلى أن تكون غير مستقرة وقد تختفي بمرور الوقت. [ 65 ] لا تستطيع النماذج الضحلة تفسير كيفية انتهاك التدفقات الجوية المرصودة على كوكب المشتري لمعايير الاستقرار. [ 69 ] تُنتج النسخ متعددة الطبقات الأكثر تفصيلًا من نماذج طبقات الطقس دورانًا أكثر استقرارًا، ولكن لا تزال العديد من المشاكل قائمة. [ 70 ] في الوقت نفسه، وجد مسبار غاليليو أن الرياح على كوكب المشتري تمتد إلى ما هو أبعد من السحب المائية عند5-7  بار ولا تظهر أي دليل على التحلل حتىمستوى ضغط يبلغ 22  بار ، مما يشير إلى أن الدوران في الغلاف الجوي لكوكب المشتري قد يكون عميقًا بالفعل. [ 71 ]

النماذج العميقة

اقترح بوس النموذج العميق لأول مرة عام 1976. [ 72 ] [ 38 ] استند نموذجه إلى خاصية أخرى معروفة في ميكانيكا الموائع، وهي نظرية تايلور-براودمان . تنص هذه النظرية على أنه في أي سائل باروتروبي مثالي سريع الدوران، تتنظم التدفقات في سلسلة من الأسطوانات الموازية لمحور الدوران. من المحتمل أن تتحقق شروط هذه النظرية في باطن كوكب المشتري السائل. لذلك، يمكن تقسيم غلاف الهيدروجين الجزيئي للكوكب إلى أسطوانات، لكل منها دوران مستقل عن الأخرى. [ 73 ] تتوافق خطوط العرض التي تتقاطع فيها الحدود الخارجية والداخلية للأسطوانات مع السطح المرئي للكوكب مع النفاثات؛ وتُلاحظ الأسطوانات نفسها على شكل مناطق وأحزمة.

صورة حرارية ملونة زائفة لكوكب المشتري، التقطتها منشأة تلسكوب الأشعة تحت الحمراء التابعة لناسا .

يُفسر النموذج العميق بسهولة التيار النفاث القوي المُلاحَظ عند خط استواء كوكب المشتري؛ فالتيارات النفاثة التي يُنتجها مستقرة ولا تخضع لمعيار الاستقرار ثنائي الأبعاد. [ 73 ] ومع ذلك، يُواجه هذا النموذج صعوبات كبيرة؛ إذ يُنتج عددًا قليلًا جدًا من التيارات النفاثة العريضة، كما أن المحاكاة الواقعية للتدفقات ثلاثية الأبعاد غير ممكنة حتى عام 2008، مما يعني أن النماذج المُبسطة المُستخدمة لتبرير الدوران العميق قد تفشل في رصد جوانب مهمة من ديناميكيات الموائع داخل كوكب المشتري. [ 73 ] وقد نجح نموذج نُشر عام 2004 في إعادة إنتاج بنية النطاق النفاث لكوكب المشتري. [ 63 ] وافترض هذا النموذج أن غلاف الهيدروجين الجزيئي أرق من جميع النماذج الأخرى؛ إذ يشغل فقط 10% الخارجية من نصف قطر كوكب المشتري. في النماذج القياسية لباطن كوكب المشتري، يُشكل الغلاف 20-30% الخارجية. [ 74 ] ويُعد تحريض الدوران العميق مشكلة أخرى. يمكن أن تنجم التدفقات العميقة عن قوى سطحية (كالحمل الحراري الرطب، على سبيل المثال) أو عن حمل حراري عميق على مستوى الكوكب ينقل الحرارة من باطن كوكب المشتري. [ 65 ] لم يتضح بعد أي من هاتين الآليتين أكثر أهمية.

تيارات الحمل الرطبة والهياكل على شكل حرف Y في المنطقة الاستوائية لكوكب المشتري

تشير المحاكاة العددية إلى أن الحمل الحراري العميق على كوكب المشتري ينشأ في المقام الأول عن تكثف الماء الذي يحدث عند مستويات ضغط تتراوح من حوالي5  بار إلى٥٠٠  مليبار . في الطبقات العليا من هذه الأعمدة الحملية، حيث يبلغ الضغط بضع مئات من المليبار، من المرجح أن تتشكل مكثفات مثل الأمونيا ( NH₃ ) وكبريتيد الهيدروجين ( H₂S ) والماء. في المقابل، عند ضغوط تتجاوز ٥٠٠ مليبارعند ضغط 3  بار ، يصبح الماء هو المكثف السائد. تشير محاكاة نموذج المناخ العالمي (GCM) باستخدام Jupiter-DYNAMICO إلى نشاط حمل حراري أضعف في المناطق الاستوائية مقارنةً بخطوط العرض المتوسطة والعالية، وهو ما يتوافق مع رصد البرق. من المحتمل أيضًا أنه خلال العواصف القوية على كوكب المشتري، يذوب بخار الأمونيا في جليد مائي مرتفع عند ضغوط تتراوح بينعند ضغط يتراوح بين 1.1 و 1.5  بار ، تتشكل مزيج سائل منخفض الحرارة من الأمونيا والماء. تسهل هذه العملية تكوين كتل غنية بالأمونيا تنقل الأمونيا إلى طبقات أعمق من الغلاف الجوي. [ 75 ]

إحدى الآليات المحتملة لتكوّن البنى على شكل حرف Y على خط استواء كوكب المشتري هي أن هذه البنى تُحركها موجات مودون استوائية مقترنة بموجات كلفن باروكلينية حرارية (CCBCKWs). تشير هذه الآلية إلى أن البنى على شكل حرف Y تنتج عن تسخين موضعي واسع النطاق في بيئة غير متجانسة حراريًا، والذي، عند بلوغه عتبة حرجة من الضغط السلبي أو شذوذ الطفو الإيجابي، يُولّد بنية هجينة . تتكون هذه البنية الهجينة من مودون شبه استوائي ، وبنية ثنائية القطب متماسكة، مقترنة بموجة كلفن باروكلينية حرارية تنتشر شرقًا بطريقة ذاتية الاستدامة وذاتية الدفع. في البداية، تتحرك البنية الهجينة بثبات شرقًا؛ ومع ذلك، فإن سرعة الطور الأكبر لموجة كلفن باروكلينية حرارية تؤدي في النهاية إلى انفصالها عن المودون شبه الاستوائي . يتراوح عمر هذه البنية المقترنة من فترات زمنية بين الفصول إلى فترات زمنية موسمية. [ 75 ] الحمل الحراري الرطب هو شرط ضروري لتحفيز البنية المنتشرة شرقًا.

الحرارة الداخلية

كما هو معروف منذ عام 1966، [ 76 ] يشع كوكب المشتري حرارة أكثر بكثير مما يتلقاه من الشمس. ويُقدّر أن نسبة الطاقة الحرارية المنبعثة من الكوكب إلى الطاقة الحرارية الممتصة من الشمس هي1.67 ± 0.09 . التدفق الحراري الداخلي من كوكب المشتري هو5.44 ± 0.43  واط/م² ، بينما إجمالي الطاقة المنبعثة هو335 ± 26 بيتاواط  . هذه القيمة الأخيرة تعادل تقريبًا جزءًا من مليار من إجمالي الطاقة المشعة من الشمس. هذه الحرارة الزائدة هي في الأساس حرارة بدائية من المراحل المبكرة لتكوين كوكب المشتري، ولكنها قد تنتج جزئيًا عن ترسب الهيليوم في نواته. [ 77 ]

قد تكون الحرارة الداخلية مهمة لديناميكيات الغلاف الجوي لكوكب المشتري. فبينما يميل محور المشتري بزاوية صغيرة تبلغ حوالي 3 درجات، وتتلقى أقطابه إشعاعًا شمسيًا أقل بكثير من خط استوائه، فإن درجات حرارة طبقة التروبوسفير لا تتغير بشكل ملحوظ من خط الاستواء إلى القطبين. أحد التفسيرات هو أن الحمل الحراري الداخلي للمشتري يعمل كمنظم حرارة، حيث يطلق حرارة أكبر بالقرب من القطبين مقارنةً بالمنطقة الاستوائية. وهذا يؤدي إلى درجة حرارة موحدة في طبقة التروبوسفير. فبينما تنتقل الحرارة من خط الاستواء إلى القطبين بشكل رئيسي عبر الغلاف الجوي على الأرض، فإن الحمل الحراري العميق على كوكب المشتري يُوازن الحرارة. ويُعتقد أن الحمل الحراري في باطن المشتري مدفوع بشكل أساسي بالحرارة الداخلية. [ 78 ]

ميزات منفصلة

الدوامات

صورة بالأشعة تحت الحمراء لغلاف كوكب المشتري من مركبة نيو هورايزونز ، بألوان زائفة

يحتوي غلاف كوكب المشتري الجوي على مئات الدوامات، وهي هياكل دائرية دوارة، يمكن تقسيمها، كما هو الحال في الغلاف الجوي للأرض، إلى فئتين: الأعاصير والدوامات المضادة . [ 7 ] تدور الأعاصير في اتجاه مشابه لدوران الكوكب ( عكس عقارب الساعة في نصف الكرة الشمالي ومع عقارب الساعة في نصف الكرة الجنوبي)؛ بينما تدور الدوامات المضادة في الاتجاه المعاكس. ومع ذلك، وعلى عكس الغلاف الجوي للأرض ، تسود الدوامات المضادة على الأعاصير في كوكب المشتري، حيث أن أكثر من 90% من الدوامات أكبر من يبلغ قطر المناطق المضادة للأعاصير 2000 كيلومتر . [ 79 ] ويتراوح عمر الدوامات على كوكب المشتري من عدة أيام إلى مئات السنين، وذلك تبعًا لحجمها. فعلى سبيل المثال، يبلغ متوسط ​​عمر المنطقة المضادة للأعاصير ما بين يبلغ قطر الدوامات 1000 و6000 كيلومتر ، وتستغرق دورة حياتها من سنة إلى ثلاث سنوات. [ 80 ] لم تُرصد الدوامات قط في المنطقة الاستوائية لكوكب المشتري (ضمن نطاق 10 درجات من خط العرض)، حيث تكون غير مستقرة. [ 10 ] وكما هو الحال في أي كوكب يدور بسرعة، فإنّ مناطق الضغط المرتفع على كوكب المشتري هي مراكز ضغط مرتفع ، بينما الأعاصير هي مراكز ضغط منخفض. [ 51 ]

بقعة باردة عظيمة على كوكب المشتري، لون زائف [ 81 ]
سحب كوكب المشتري بألوان زائفة ( جونو ؛ أكتوبر 2017)

تكون المرتفعات الجوية في غلاف كوكب المشتري محصورة دائمًا ضمن مناطق تزداد فيها سرعة الرياح من خط الاستواء باتجاه القطبين. [ 80 ] وعادةً ما تكون ساطعة وتظهر على شكل أشكال بيضاوية بيضاء. [ 7 ] يمكنها التحرك في خطوط الطول ، لكنها تبقى عند خطوط العرض نفسها تقريبًا لعدم قدرتها على الخروج من المنطقة المحصورة. [ 10 ] تبلغ سرعة الرياح على أطرافها حوالي100  م/ث . [ 9 ] تميل المرتفعات الجوية المختلفة الموجودة في منطقة واحدة إلى الاندماج عند اقترابها من بعضها البعض. [ 82 ] ومع ذلك، يمتلك كوكب المشتري مرتفعين جويين يختلفان نوعًا ما عن جميع المرتفعات الأخرى. وهما البقعة الحمراء العظيمة (GRS) [ 8 ] والشكل البيضاوي BA؛ [ 9 ] وقد تشكل الأخير في عام 2000 فقط. وعلى عكس الأشكال البيضاوية البيضاء، فإن هذه الهياكل حمراء، ويُعزى ذلك على الأرجح إلى انجراف مواد حمراء من أعماق الكوكب. [ 8 ] على كوكب المشتري، تتشكل المرتفعات الجوية عادةً من خلال اندماج هياكل أصغر، بما في ذلك العواصف الحملية (انظر أدناه)، [ 80 ] على الرغم من أن الأشكال البيضاوية الكبيرة يمكن أن تنتج عن عدم استقرار التيارات النفاثة. وقد لوحظ هذا الأخير في الفترة 1938-1940، عندما ظهرت بعض الأشكال البيضاوية البيضاء نتيجة لعدم استقرار المنطقة المعتدلة الجنوبية؛ ثم اندمجت لاحقًا لتشكيل الشكل البيضاوي BA. [ 83 ]

على عكس المرتفعات الجوية، تميل أعاصير كوكب المشتري إلى أن تكون صغيرة، داكنة، وغير منتظمة الشكل. تُعرف بعض السمات الداكنة والأكثر انتظامًا باسم الأشكال البيضاوية البنية (أو الشارات). [ 79 ] ومع ذلك، فقد أشير إلى وجود عدد قليل من الأعاصير الكبيرة طويلة الأمد. بالإضافة إلى الأعاصير المدمجة، يمتلك كوكب المشتري العديد من البقع الخيطية الكبيرة غير المنتظمة، والتي تُظهر دورانًا إعصاريًا . [ 7 ] تقع إحداها غرب البقعة الحمراء العملاقة (في منطقة ذيلها ) في الحزام الاستوائي الجنوبي. [ 84 ] تُسمى هذه البقع بالمناطق الإعصارية. تقع الأعاصير دائمًا في هذه الأحزمة وتميل إلى الاندماج عند التقائها، تمامًا مثل المرتفعات الجوية. [ 80 ]

لا تزال البنية العميقة للدوامات غير واضحة تمامًا. ويُعتقد أنها رقيقة نسبيًا، حيث أن أي سمك يزيد عن حواليسيؤدي ارتفاع 500  كيلومتر إلى عدم الاستقرار. ومن المعروف أن المرتفعات الجوية الكبيرة لا تمتد إلا لبضعة عشرات من الكيلومترات فوق السحب المرئية. وحتى عام 2008، لم يعد غالبية علماء الكواكب يتبنون الفرضية المبكرة القائلة بأن الدوامات عبارة عن أعمدة حمل حراري عميقة (أو أعمدة حمل حراري) . [ 10 ]

البقعة الحمراء العظيمة

تتقلص مساحة البقعة الحمراء الكبيرة (15 مايو 2014). [ 85 ]

البقعة الحمراء العظيمة (GRS) هي عاصفة مضادة للأعاصير مستمرة ، تقع على بعد 22 درجة جنوب خط استواء كوكب المشتري؛ وتشير الملاحظات من الأرض إلى أن الحد الأدنى لعمر هذه العاصفة هو 350 عامًا. [ 86 ] [ 87 ] وصفها جيان دومينيكو كاسيني بأنها "بقعة دائمة" بعد رصدها في يوليو 1665 برفقة صانع أدواته يوستاكيو ديفيني . [ 88 ] ووفقًا لتقرير جيوفاني باتيستا ريتشيولي عام 1635، رصد لياندر باندتيوس، الذي عرّفه ريتشيولي بأنه رئيس دير دونيسبورغ الذي كان يمتلك "تلسكوبًا استثنائيًا"، بقعة كبيرة وصفها بأنها "بيضاوية الشكل، تساوي سُبع قطر كوكب المشتري عند أطول نقطة فيها". ويضيف ريتشيولي أن "هذه الظواهر نادرًا ما تُرى، ولا يمكن رؤيتها إلا بواسطة تلسكوب ذي جودة وتكبير استثنائيين". [ 89 ] ومع ذلك، فقد تمت مراقبة البقعة العظيمة باستمرار منذ سبعينيات القرن التاسع عشر.

تدور البقعة الحمراء العملاقة عكس اتجاه عقارب الساعة، بفترة تبلغ حوالي ستة أيام أرضية [ 90 ] أو 14 يومًا مشتريًا . أبعادها هي 24000–40000  كم من الشرق إلى الغرب ويمتد هذا البقعة الحمراء العظيمة من الشمال إلى الجنوب لمسافة تتراوح بين 12,000 و14,000  كيلومتر . وهي كبيرة بما يكفي لاحتواء كوكبين أو ثلاثة كواكب بحجم الأرض. في بداية عام 2004، كان امتدادها الطولي يبلغ نصف ما كان عليه قبل قرن من الزمان تقريبًا، عندما كانت...يبلغ قطرها 40,000  كيلومتر . وبمعدل الانكماش الحالي، يُحتمل أن تصبح دائرية بحلول عام 2040، على الرغم من أن هذا الاحتمال ضعيف بسبب تأثير تشوه التيارات النفاثة المجاورة. [ 91 ] ولا يُعرف كم ستدوم هذه البقعة، أو ما إذا كان هذا التغير ناتجًا عن تقلبات طبيعية. [ 92 ]

صورتان للبقعة الحمراء العظيمة (وسط اليمين) والبقعة البيضاوية BA (أسفل اليسار) التُقطتا في مايو 2008. أعلى: صورة بالأشعة تحت الحمراء التقطها التلسكوب الكبير جدًا، تُظهر المراكز الباردة للعواصف. أسفل: صورة ضوئية التقطها تلسكوب هابل الفضائي.

بحسب دراسة أجراها علماء من جامعة كاليفورنيا في بيركلي ، فقدت البقعة 15  % من قطرها على طول محورها الرئيسي بين عامي 1996 و2006. وأشار زيلار أساي-ديفيس، أحد أعضاء الفريق الذي أجرى الدراسة، إلى أن البقعة لا تختفي لأن "السرعة مقياس أكثر دقة، إذ تتأثر السحب المرتبطة بالبقعة الحمراء بشدة بالعديد من الظواهر الأخرى في الغلاف الجوي المحيط بها". [ 93 ]

لطالما أشارت بيانات الأشعة تحت الحمراء إلى أن البقعة الحمراء العظيمة أبرد (وبالتالي أعلى ارتفاعًا) من معظم السحب الأخرى على الكوكب؛ [ 94 ] يبلغ ارتفاع قمم سحب البقعة الحمراء العظيمة حواليعلى ارتفاع 8  كيلومترات فوق السحب المحيطة. علاوة على ذلك، كشف التتبع الدقيق للخصائص الجوية عن دوران البقعة عكس اتجاه عقارب الساعة منذ عام 1966 ، وهي ملاحظات أكدتها بشكل قاطع أولى أفلام التصوير الزمني من تحليقات فوياجر . [ 95 ] تُحصر البقعة مكانيًا بتيار نفاث شرقي معتدل (متقدم) إلى جنوبها، وتيار نفاث غربي قوي جدًا (متراجع) إلى شمالها. [ 96 ] على الرغم من أن سرعة الرياح حول حافة البقعة تبلغ ذروتها عند حوالي 120 مترًا في الثانية (430 كيلومترًا في الساعة) ، إلا أن التيارات داخلها تبدو راكدة، مع تدفق ضئيل إلى الداخل أو الخارج. [ 97 ] انخفضت فترة دوران البقعة مع مرور الوقت، ربما كنتيجة مباشرة لانخفاض حجمها المطرد. [ 98 ] في عام 2010، صوّر علماء الفلك البقعة الحمراء العظيمة في نطاق الأشعة تحت الحمراء البعيدة (من  (من 8.5 إلى 24  ميكرومتر ) بدقة مكانية أعلى من أي وقت مضى، ووجد أن منطقتها المركزية الأكثر احمرارًا أكثر دفئًا من المناطق المحيطة بها بنسبة تتراوح بين3-4 كلفن  . تقع الكتلة الهوائية الدافئة في طبقة التروبوسفير العليا ضمن نطاق الضغط التالي:200-500  مليبار . تدور هذه البقعة المركزية الدافئة ببطء في اتجاه معاكس، وقد يكون سببها هبوطًا طفيفًا للهواء في مركز البقعة الحمراء العظمى. [ 99 ]

ظل خط عرض البقعة الحمراء العظيمة ثابتًا طوال فترة السجلات الرصدية الجيدة، حيث يتغير عادةً بمقدار درجة واحدة تقريبًا. أما خط طولها ، فيخضع لتغير مستمر. [ 100 ] ولأن معالم كوكب المشتري المرئية لا تدور بانتظام عند جميع خطوط العرض، فقد حدد علماء الفلك ثلاثة أنظمة مختلفة لتحديد خط الطول.  يُستخدم النظام الثاني لخطوط العرض التي تزيد عن 10 درجات، وكان يعتمد في الأصل على متوسط ​​معدل دوران البقعة الحمراء العظيمة البالغ 9 ساعات  و55 دقيقة  و42 ثانية. [ 101 ] على الرغم من ذلك، فقد "تجاوزت" البقعة الكوكب في النظام  الثاني 10 مرات على الأقل  منذ أوائل  القرن التاسع عشر. وقد تغير معدل انجرافها بشكل كبير على مر السنين، وارتبط بسطوع الحزام الاستوائي الجنوبي، ووجود أو غياب اضطراب استوائي جنوبي. [ 102 ]

مقارنة تقريبية لحجم الأرض مُركّبة على هذه الصورة الملتقطة في 29 ديسمبر 2000 والتي تُظهر البقعة الحمراء العظيمة

لا يُعرف على وجه التحديد سبب اللون المحمر للبقعة الحمراء العظيمة. تشير النظريات المدعومة بتجارب مخبرية إلى أن اللون قد يكون ناتجًا عن جزيئات عضوية معقدة، أو الفوسفور الأحمر، أو مركب كبريتي آخر. يتفاوت لون البقعة الحمراء العظيمة بشكل كبير، من الأحمر القرميدي تقريبًا إلى لون السلمون الباهت، أو حتى الأبيض. تُعد درجة الحرارة المرتفعة في المنطقة المركزية الأكثر احمرارًا أول دليل على تأثر لون البقعة بالعوامل البيئية. [ 99 ] تختفي البقعة أحيانًا من الطيف المرئي ، ولا تظهر إلا من خلال تجويف البقعة الحمراء، وهو موطنها في الحزام الاستوائي الجنوبي  . يبدو أن رؤية البقعة الحمراء العظيمة مرتبطة بمظهر الحزام الاستوائي الجنوبي؛ فعندما يكون الحزام أبيض ساطعًا، تميل البقعة إلى أن تكون داكنة، وعندما يكون داكنًا، تكون البقعة عادةً فاتحة. تحدث فترات ظهور البقعة داكنة أو فاتحة على فترات غير منتظمة. خلال الخمسين عامًا الممتدة من عام 1947 إلى عام 1997، كانت البقعة أشدّ سوادًا في الفترات 1961-1966، و1968-1975، و1989-1990، و1992-1993. [ 103 ] في نوفمبر 2014، كشف تحليل بيانات من مهمة كاسيني التابعة لناسا أن اللون الأحمر يُرجّح أن يكون ناتجًا عن تفكك مواد كيميائية بسيطة بفعل الأشعة فوق البنفسجية الشمسية في الغلاف الجوي العلوي للكوكب. [ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]

لا ينبغي الخلط بين البقعة الحمراء العظيمة والبقعة المظلمة العظيمة، وهي ظاهرة رُصدت بالقرب من القطب الشمالي لكوكب المشتري (أسفل الصورة) عام 2000 بواسطة المركبة الفضائية كاسيني-هويجنز . [ 107 ] كما سُميت ظاهرة في غلاف نبتون الجوي بالبقعة المظلمة العظيمة . وقد تكون هذه الظاهرة الأخيرة، التي صورتها المركبة فوياجر 2 عام 1989، ثقبًا في الغلاف الجوي وليست عاصفة. اختفت هذه البقعة عام 1994، على الرغم من ظهور بقعة مماثلة في منطقة أبعد شمالًا. [ 108 ]

بيضاوي BA

الشكل البيضاوي BA (يسار)

العاصفة البيضاوية BA هي عاصفة حمراء في نصف الكرة الجنوبي لكوكب المشتري، تشبه في شكلها البقعة الحمراء العظيمة، وإن كانت أصغر منها (ويُشار إليها غالبًا باسم "البقعة الحمراء الصغيرة" أو "البقعة الحمراء الصغرى"). ظهرت هذه الظاهرة، الواقعة في الحزام المعتدل الجنوبي، لأول مرة عام 2000 بعد اصطدام ثلاث عواصف بيضاء صغيرة، وازدادت شدتها منذ ذلك الحين. [ 109 ]

يمكن تتبع تكوّن العواصف البيضاوية البيضاء الثلاث التي اندمجت لاحقًا لتشكل العاصفة البيضاوية BA إلى عام 1939، عندما تمزقت المنطقة المعتدلة الجنوبية بفعل تضاريس داكنة قسمت المنطقة فعليًا إلى ثلاثة أقسام طويلة. أطلق الراصد إلمر ج. ريس على الأقسام الداكنة أسماء AB وCD وEF. اتسعت الصدوع، مما أدى إلى انكماش الأجزاء المتبقية من المنطقة المعتدلة الجنوبية لتشكل العواصف البيضاوية البيضاء FA وBC وDE. [ 110 ] اندمجت العواصف البيضاوية BC وDE في عام 1998، لتشكل العاصفة البيضاوية BE. ثم، في مارس 2000، انضمت العواصف BE وFA، لتشكل العاصفة البيضاوية BA . [ 109 ]

تكوين الشكل البيضاوي BA من ثلاثة أشكال بيضاوية بيضاء
البقعة البيضاوية BA (أسفل)، والبقعة الحمراء الكبيرة (أعلى)، و"البقعة الحمراء الصغيرة" (وسط) خلال لقاء قصير في يونيو 2008

بدأ لون البقعة البيضاوية BA يتحول تدريجيًا إلى الأحمر في أغسطس 2005. [ 111 ] وفي 24 فبراير 2006، اكتشف عالم الفلك الهاوي كريستوفر جو تغير اللون، مشيرًا إلى أنه وصل إلى نفس درجة لون البقعة الحمراء العظمى. [ 111 ] ونتيجة لذلك، اقترح الكاتب في وكالة ناسا، الدكتور توني فيليبس، تسميتها "البقعة الحمراء الصغيرة" أو "الأحمر الصغير". [ 112 ]

في أبريل/نيسان 2006، رصد فريق من علماء الفلك، اعتقادًا منهم باحتمالية تقارب العاصفة النجمية البيضاوية BA مع البقعة الحمراء العظيمة في ذلك العام، العاصفتين عبر تلسكوب هابل الفضائي . [ 113 ] تتقارب العاصفتان كل عامين تقريبًا، إلا أن تقاربهما في عامي 2002 و2004 لم يُسفر عن أي شيء مثير للاهتمام. وتوقعت الدكتورة إيمي سيمون ميلر، من مركز غودارد لرحلات الفضاء ، أن يكون أقرب تقارب للعاصفتين في 4 يوليو/تموز 2006. [ 113 ] وفي 20 يوليو/تموز، التقط مرصد جيميني صورًا للعاصفتين وهما تتقاربان دون أن تتقاربا. [ 114 ]

لا يزال سبب تحول منطقة أوفال بي إيه إلى اللون الأحمر غير مفهوم تمامًا. ووفقًا لدراسة أجراها الدكتور سانتياغو بيريز-هويوس من جامعة إقليم الباسك عام 2008 ، فإن الآلية الأكثر ترجيحًا هي "انتشار صاعد وداخلي لمركب ملون أو بخار طلاء قد يتفاعل لاحقًا مع فوتونات شمسية عالية الطاقة في المستويات العليا من أوفال بي إيه". [ 115 ] ويعتقد البعض أن العواصف الصغيرة (وما يقابلها من بقع بيضاء) على كوكب المشتري تتحول إلى اللون الأحمر عندما تصبح الرياح قوية بما يكفي لسحب غازات معينة من أعماق الغلاف الجوي، والتي يتغير لونها عند تعرضها لأشعة الشمس. [ 116 ]

تزداد قوة العاصفة البيضاوية BA وفقًا للملاحظات التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي في عام 2007. وقد وصلت سرعات الرياح إلى618  كم/ساعة ؛ وهي سرعة مماثلة تقريبًا لسرعة البقعة الحمراء العظيمة، وأقوى بكثير من أي من العواصف الأصلية. [ 117 ] [ 118 ] في يوليو 2008، كان حجمها يُقارب قطر الأرض ، أي ما يُعادل نصف حجم البقعة الحمراء العظيمة تقريبًا. [ 115 ]

لوحظ أن اللون الأحمر لشعار Oval BA بدأ بالتلاشي مع نهاية عام 2018، وهو تغيير رصدته مركبة جونو الفضائية. [ 119 ]

لا ينبغي الخلط بين البقعة البيضاوية BA وعاصفة رئيسية أخرى على كوكب المشتري، وهي البقعة الحمراء الصغيرة الاستوائية الجنوبية (LRS) (التي أطلقت عليها ناسا اسم "البقعة الحمراء الصغيرة")، [ 120 ] والتي دمرتها البقعة الحمراء العملاقة (GRS). [ 116 ] تحولت العاصفة الجديدة، التي كانت سابقًا بقعة بيضاء في صور هابل، إلى اللون الأحمر في مايو 2008. قادت عمليات الرصد إمكي دي باتر من جامعة كاليفورنيا في بيركلي، الولايات المتحدة الأمريكية . [ 121 ] التقت البقعة الحمراء الصغيرة بالبقعة الحمراء العملاقة في أواخر يونيو إلى أوائل يوليو 2008، وخلال الاصطدام، تمزقت البقعة الحمراء الأصغر إلى أجزاء. دارت بقايا البقعة الحمراء الصغيرة في البداية حول البقعة الحمراء العملاقة، ثم ابتلعتها البقعة الحمراء العملاقة لاحقًا. اختفت آخر البقايا ذات اللون المحمر التي حددها علماء الفلك بحلول منتصف يوليو، واصطدمت الأجزاء المتبقية مرة أخرى بالبقعة الحمراء العملاقة، ثم اندمجت أخيرًا مع العاصفة الأكبر. اختفت الأجزاء المتبقية من البقعة الحمراء الصغيرة تمامًا بحلول أغسطس 2008. [ 120 ] خلال هذا اللقاء، كان أوفال بي إيه موجودًا في مكان قريب، لكنه لم يلعب أي دور واضح في تدمير البقعة الحمراء الصغيرة. [ 120 ]

العواصف والبرق

البرق على الجانب المظلم من كوكب المشتري، تم تصويره بواسطة المركبة المدارية غاليليو في عام 1997
عواصف كوكب المشتري الجنوبية، من كاميرا جونو . صورة ملونة زائفة. [ 122 ]

تشبه العواصف على كوكب المشتري العواصف الرعدية على الأرض. وتظهر على شكل سحب متكتلة ساطعة حوليبلغ حجمها 1000  كيلومتر ، وتظهر من حين لآخر في المناطق الإعصارية للأحزمة، وخاصةً ضمن التيارات النفاثة القوية المتجهة غربًا (الرجعية). [ 123 ] وعلى عكس الدوامات، تُعد العواصف ظواهر قصيرة الأجل؛ إذ قد تستمر أقواها لعدة أشهر، بينما يبلغ متوسط ​​عمرها 3-4 أيام فقط. [ 123 ] ويُعتقد أنها ناتجة بشكل رئيسي عن الحمل الحراري الرطب داخل طبقة التروبوسفير لكوكب المشتري. وتُعد العواصف في الواقع أعمدة حمل حراري طويلة ( أعمدة صاعدة )، تحمل الهواء الرطب من الأعماق إلى الجزء العلوي من طبقة التروبوسفير، حيث يتكثف في السحب. ويبلغ الامتداد الرأسي النموذجي لعواصف المشتري حوالي100  كم ؛ حيث تمتد من مستوى ضغط يبلغ حواليمن 5 إلى 7  بار ، حيث تقع قاعدة طبقة سحابة مائية افتراضية، إلى ارتفاع يصل إلى0.2–0.5  بار . [ 124 ]

ترتبط العواصف على كوكب المشتري دائمًا بالبرق . وقد كشفت صور نصف الكرة المظلم من كوكب المشتري، التي التقطتها المركبتان الفضائيتان غاليليو وكاسيني ، عن ومضات ضوئية منتظمة في أحزمة المشتري وبالقرب من مواقع التيارات النفاثة المتجهة غربًا، لا سيما عند خطوط العرض 51° شمالًا و56° جنوبًا و14° جنوبًا. [ 125 ] تكون ضربات البرق على كوكب المشتري أقوى بعدة مرات من تلك التي تحدث على الأرض. ومع ذلك، فهي أقل تواترًا؛ إذ إن شدة الضوء المنبعث من منطقة معينة مماثلة لتلك الموجودة على الأرض. [ 125 ] وقد رُصدت بعض الومضات في المناطق القطبية، مما يجعل المشتري ثاني كوكب معروف بعد الأرض يُظهر برقًا قطبيًا. [ 126 ] وقد رصد مقياس الإشعاع الميكروي ( جونو ) عددًا أكبر بكثير من هذه الومضات في عام 2018.

كل 15-17 عامًا، يشهد كوكب المشتري عواصف قوية بشكل خاص. تظهر هذه العواصف عند خط عرض 23 درجة شمالًا، حيث تنطلق أقوى تيارات نفاثة شرقية، والتي يمكن أن تصل إلى تقع عاصفة بسرعة 150 م/ث . وقد رُصدت آخر مرة حدث فيها ذلك في الفترة من مارس إلى يونيو 2007. [ 124 ] ظهرت عاصفتان في الحزام المعتدل الشمالي، تفصل بينهما 55 درجة طولياً. وقد أحدثتا اضطراباً كبيراً في الحزام. اختلطت المواد الداكنة التي قذفتها العاصفتان بالغيوم، مما أدى إلى تغيير لون الحزام. تحركت العاصفتان بسرعة عالية تصل إلى170  م/ث ، وهي سرعة أعلى قليلاً من سرعة الطائرة النفاثة نفسها، مما يشير إلى وجود رياح قوية في أعماق الغلاف الجوي. [ 124 ] [د]

الأعاصير القطبية

صورة ملونة اصطناعياً من برنامج JIRAM لمناطق توزيع الضغط المركزي الجنوبية

من السمات البارزة الأخرى لكوكب المشتري وجود أعاصير بالقرب من قطبيه الشمالي والجنوبي. تُعرف هذه الأعاصير بالأعاصير القطبية (CPCs)، وقد رصدتها المركبة الفضائية جونو باستخدام كاميرا جونو (JunoCam) وجهاز جيرام (JIRAM). وقد رُصدت هذه الأعاصير منذ حوالي خمس سنوات، حيث أكملت جونو 39 دورة حول المشتري. [ 127 ] يحتوي القطب الشمالي على ثمانية أعاصير تدور حول إعصار مركزي (NPC)، بينما يحتوي القطب الجنوبي على خمسة أعاصير فقط تدور حول إعصار مركزي (SPC)، مع وجود فجوة بين الإعصارين الأول والثاني. [ 128 ] تشبه هذه الأعاصير الأعاصير المدارية على الأرض، بأذرعها الحلزونية المتدلية ومركزها الأكثر كثافة، على الرغم من وجود اختلافات بين المراكز تبعًا لكل إعصار. تحافظ الأعاصير القطبية الشمالية عمومًا على شكلها وموقعها مقارنةً بالأعاصير القطبية الجنوبية، وقد يُعزى ذلك إلى سرعات الرياح الأعلى في الجنوب، حيث تبلغ أقصى سرعات الرياح حوالي 10 ...من 80 إلى 90  م/ث . [ 129 ] على الرغم من وجود حركة أكبر بين مراكز العواصف الجنوبية، إلا أنها تميل إلى الحفاظ على بنيتها الخماسية بالنسبة للقطب. وقد لوحظ أيضًا أن سرعة الرياح الزاوية تزداد مع الاقتراب من المركز، ويقل نصف القطر، باستثناء إعصار واحد في الشمال، والذي قد يدور في الاتجاه المعاكس. من المحتمل أن يكون الاختلاف في عدد الأعاصير في الشمال مقارنة بالجنوب ناتجًا عن حجم الأعاصير. [ 130 ] تميل مراكز العواصف الجنوبية إلى أن تكون أكبر حجمًا، حيث يتراوح نصف قطرها منتتراوح المسافة من 5600 إلى 7000  كيلومتر ، بينما تتراوح المسافة في المناطق الشمالية منمن 4000 إلى 4600  كم . [ 131 ]

تُعزى آلية استقرار هذين البنيتين المتناظرتين للأعاصير إلى ظاهرة الانجراف بيتا ، وهي ظاهرة معروفة تتسبب في تحرك الأعاصير باتجاه القطبين وتحرك الأعاصير المضادة باتجاه خط الاستواء، وذلك نتيجةً لقانون حفظ الزخم على طول خطوط الانسياب في الدوامة، عند تغير معامل كوريوليس . [ 132 ] وبالتالي، قد تتجمع الأعاصير المتشكلة في المناطق القطبية عند القطب لتشكل إعصارًا قطبيًا مثل تلك المرصودة على قطبي زحل . [ 133 ] [ 134 ] كما يُصدر الإعصار القطبي (الإعصار المركزي في المضلعات) مجالًا دواميًا قادرًا على صد الأعاصير الأخرى (انظر تأثير فوجيوارا )، على غرار تأثير بيتا. يتوافق خط العرض الذي تتمركز عنده الأعاصير القطبية (حوالي 84 درجة) في الحسابات مع فرضية أن قوة الانجراف بيتا باتجاه القطب تعادل قوة الرفض باتجاه خط الاستواء للإعصار القطبي على الأعاصير القطبية، [ 130 ] بافتراض وجود حلقة مضادة للأعاصير حولها، وهو ما يتوافق مع عمليات المحاكاة النموذجية [ 135 ] والملاحظات. [ 130 ]

تميل الأعاصير الشمالية إلى الحفاظ على بنية ثمانية الأضلاع، حيث يُمثل مركزها القطب الشمالي. ونظرًا لمحدودية الإضاءة في فصل الشتاء القطبي الشمالي، فإن البيانات المتوفرة عن الأعاصير الشمالية أقل من تلك المتوفرة عن الأعاصير الجنوبية، مما يُصعّب على كاميرا جونو الحصول على قياسات دقيقة لمواقع مراكزها القطبية الشمالية عند كل دورة من دورات الاقتراب (53 يومًا). في المقابل، يتمكن جهاز جيرام من جمع بيانات كافية لفهم هذه المراكز. تُصعّب الإضاءة المحدودة رؤية مركز الإعصار الشمالي، ولكن من خلال أربع دورات، يُمكن رؤية مركزه جزئيًا وتحديد البنية الثمانية للأعاصير. كما تُصعّب الإضاءة المحدودة أيضًا رصد حركة الأعاصير، إلا أن الملاحظات الأولية تُشير إلى أن مركز القطب الشمالي مُنزاح عن القطب بحوالي 0.5 درجة، وأن مراكزها القطبية تحافظ عمومًا على مواقعها حول المركز. وعلى الرغم من صعوبة الحصول على البيانات، فقد لوحظ أن معدل انجراف مراكزها القطبية الشمالية يتراوح بين 1 و2.5 درجة غربًا لكل دورة اقتراب. ينجرف الإعصار السابع في الشمال (n7) أكثر قليلاً من غيره، وهذا يرجع إلى شكل بيضاوي أبيض مضاد للإعصار (AWO) يسحبه بعيدًا عن مركز التحكم، مما يتسبب في تشوه الشكل الثماني قليلاً.

تم تتبع المواقع اللحظية للأعاصير القطبية الجنوبية لمدة خمس سنوات بواسطة جهاز JIRAM وكاميرا JunoCam . [ 136 ] وقد تبين أن هذه المواقع، مع مرور الوقت، تُشكل حركة تذبذبية لكل من الأعاصير الستة، بفترات زمنية تقارب سنة أرضية واحدة ونصف قطر يبلغ حوالي٤٠٠  كم . [ ١٣٧ ] وقد فُسِّرت هذه التذبذبات حول متوسط ​​مواقع مراكز الأعاصير القطبية بأنها ناتجة عن اختلالات بين الانجراف بيتا، الذي يسحب مراكز الأعاصير القطبية نحو القطب، وقوى الرفض التي تتولد نتيجة التفاعلات بين الأعاصير، على غرار نظام زنبركي سداسي الأجسام. [ ١٣٧ ] بالإضافة إلى هذه الحركة الدورية، لوحظ أن أعاصير القطب الجنوبي تنجرف غربًا بواسطة7.5 درجة/سنة ± 0.7 درجة/سنة . [ 138 ] لا يزال سبب هذا الانحراف غير معروف.

تتنوع أشكال الأعاصير القطبية، لا سيما في الشمال، حيث تتخذ بعضها بنية "ممتلئة" والبعض الآخر بنية "فوضوية". يحتوي الجزء الداخلي من الأعاصير "الفوضوية" على خطوط وبقع سحابية صغيرة. أما الأعاصير "الممتلئة" فتتميز بمنطقة محددة الحواف، فصية الشكل، بيضاء ساطعة قرب الحافة، ذات جزء داخلي داكن. يوجد في الشمال أربعة أعاصير "ممتلئة" وأربعة أعاصير "فوضوية". تتميز جميع الأعاصير الجنوبية ببنية حلزونية دقيقة واسعة النطاق على سطحها الخارجي، لكنها تختلف في الحجم والشكل. لا تتوفر سوى مشاهدات قليلة للأعاصير بسبب انخفاض زاوية الشمس والضباب الذي يغطي الغلاف الجوي عادةً، إلا أن ما تم رصده يُظهر أن لونها يميل إلى الحمرة.

صورة بالألوان الحقيقية (أعلى) وصورة بالألوان الزائفة (أسفل) لبقعة ساخنة استوائية على كوكب المشتري

اضطرابات

قد يضطرب النمط الطبيعي للأحزمة والمناطق لفترات زمنية. ومن بين أنواع هذه الاضطرابات، ظاهرة التعتيم طويل الأمد في المنطقة الاستوائية الجنوبية، والتي تُعرف عادةً باسم "اضطرابات المنطقة الاستوائية الجنوبية" (STD). وقد سُجّلت أطول هذه الاضطرابات في التاريخ، حيث استمرت من عام 1901 حتى عام 1939، بعد أن رصدها بيرسي ب. مولزورث لأول مرة في  28 فبراير 1901. واتخذت هذه الظاهرة شكل تعتيم في جزء من المنطقة الاستوائية الجنوبية التي عادةً ما تكون ساطعة. ومنذ ذلك الحين، سُجّلت عدة اضطرابات مماثلة في المنطقة الاستوائية الجنوبية. [ 139 ]

أماكن ساخنة

تُعدّ البقع الساخنة من أكثر الظواهر غموضًا في غلاف كوكب المشتري الجوي. ففيها، يكون الهواء خاليًا نسبيًا من السحب، ما يسمح للحرارة بالتسرب من الأعماق دون امتصاص يُذكر. وتظهر هذه البقع كنقاط ساطعة في صور الأشعة تحت الحمراء الملتقطة عند طول موجي يبلغ حوالي 5  ميكرومتر. [ 51 ] وتتركز هذه البقع في الأحزمة، مع وجود سلسلة من البقع الساخنة البارزة على الحافة الشمالية للمنطقة الاستوائية. وقد هبط مسبار غاليليو في إحدى هذه البقع الاستوائية. وترتبط كل بقعة استوائية بعمود سحابي ساطع يقع غربها ويمتد إلى ارتفاعات شاهقة. يبلغ حجمها 10000 كيلومتر . [ 5 ] تتميز البقع الساخنة عمومًا بأشكال دائرية، على الرغم من أنها لا تشبه الدوامات. [ 51 ]

لا يزال أصل البقع الساخنة غير واضح. قد تكون تيارات هوائية هابطة ، حيث يسخن الهواء الهابط ويجف بشكل أديباتي ، أو قد تكون، بدلاً من ذلك، مظهراً من مظاهر الموجات الكوكبية. وتفسر الفرضية الأخيرة النمط الدوري للبقع الاستوائية. [ 5 ] [ 51 ]

إمكانية الحياة

في عام ١٩٥٣، أثبتت تجربة ميلر-يوري أن تفاعل البرق مع المركبات الموجودة في الغلاف الجوي البدائي للأرض يُمكن أن يُشكّل مادة عضوية (بما في ذلك الأحماض الأمينية)، والتي يُمكن استخدامها كأساس للحياة. يتكون الغلاف الجوي المُحاكى من جزيئات الماء والميثان والأمونيا والهيدروجين؛ وجميع هذه المواد موجودة في الغلاف الجوي الحالي لكوكب المشتري. يتميز الغلاف الجوي للمشتري بتدفق هواء رأسي قوي يحمل هذه المركبات إلى الطبقات السفلى. ولكن توجد درجات حرارة أعلى داخل كوكب المشتري، مما يُؤدي إلى تحلل هذه المواد الكيميائية ويُعيق تكوّن حياة شبيهة بالحياة على الأرض. [ ١٤٠ ] وقد تكهّن بذلك كارل ساجان وإدوين إي. سالبيتر .

التاريخ القائم على الملاحظة

سلسلة لقطات متتابعة من اقتراب المركبة الفضائية فوياجر 1 من كوكب المشتري، عام 1979.

سجّل علماء الفلك في أوائل العصر الحديث، باستخدام تلسكوبات صغيرة، التغيرات التي طرأت على غلاف كوكب المشتري الجوي. [ 141 ] ولا تزال مصطلحاتهم الوصفية - كالأحزمة والمناطق، والبقع البنية والحمراء، والأعمدة، والبارجات، والزخارف، والخيوط - مستخدمة حتى اليوم. [ 142 ] أما مصطلحات أخرى مثل الدوامة، والحركة الرأسية، وارتفاعات السحب، فقد دخلت حيز الاستخدام لاحقًا، في القرن العشرين. [ 141 ]

أُجريت أولى عمليات رصد الغلاف الجوي لكوكب المشتري بدقة أعلى مما هو ممكن باستخدام التلسكوبات الأرضية بواسطة المركبتين الفضائيتين بايونير 10 وبايونير 11. وقدّمت مركبات فوياجر أولى الصور التفصيلية للغلاف الجوي للمشتري . [ 141 ] تمكّنت المركبتان الفضائيتان من تصوير التفاصيل بدقة منخفضة تصل إلىيبلغ حجمها 5  كيلومترات في أطياف متنوعة، وهي قادرة أيضًا على إنشاء "أفلام اقتراب" للغلاف الجوي أثناء حركته. [ 141 ] رصد مسبار غاليليو ، الذي عانى من مشكلة في الهوائي، جزءًا أقل من الغلاف الجوي لكوكب المشتري، ولكن بدقة متوسطة أفضل ونطاق طيفي أوسع. [ 141 ]

اليوم، بات بإمكان علماء الفلك الوصول إلى سجل متواصل لنشاط الغلاف الجوي لكوكب المشتري بفضل تلسكوبات مثل تلسكوب هابل الفضائي. تُظهر هذه السجلات أن الغلاف الجوي يتعرض أحيانًا لاضطرابات هائلة، ولكنه، بشكل عام، مستقر بشكل ملحوظ. [ 141 ] وقد حُدِّدت الحركة الرأسية لغلاف المشتري الجوي إلى حد كبير من خلال رصد آثار الغازات بواسطة التلسكوبات الأرضية. [ 141 ] كما قدمت الدراسات الطيفية التي أُجريت بعد اصطدام المذنب شوميكر-ليفي 9 لمحة عن تركيب كوكب المشتري تحت قمم السحب. تم تسجيل وجود الكبريت ثنائي الذرة ( S2 ) وثاني كبريتيد الكربون ( CS2 ) - وهو أول اكتشاف لأي منهما في كوكب المشتري، وثاني اكتشاف لـ S2 في أي جرم سماوي - إلى جانب جزيئات أخرى مثل الأمونيا (NH3) وكبريتيد الهيدروجين (H2S ) ، بينما لم يتم اكتشاف جزيئات تحتوي على الأكسجين مثل ثاني أكسيد الكبريت ، مما أثار دهشة علماء الفلك. [ 143 ]

قام مسبار غاليليو الجوي ، أثناء غوصه في كوكب المشتري، بقياس الرياح ودرجة الحرارة والتركيب والسحب ومستويات الإشعاع بدقة تصل إلى22  بار . ومع ذلك، أقل منفي  أماكن أخرى على كوكب المشتري، يوجد عدم يقين في الكميات. [ 141 ]

دراسات البقعة الحمراء العظيمة

صورة أضيق لكوكب المشتري والبقعة الحمراء العظيمة، كما شوهدت من المركبة الفضائية فوياجر 1 في عام 1979.

يُنسب الفضل في أول رصد للبقعة الحمراء العملاقة إلى روبرت هوك ، الذي وصف بقعة على سطح الكوكب في مايو 1664؛ ومع ذلك، يُرجح أن بقعة هوك كانت في حزام استوائي خاطئ تمامًا (الحزام الاستوائي الشمالي، بدلًا من موقعها الحالي في الحزام الاستوائي الجنوبي). ويُعد وصف جيوفاني كاسيني لبقعة "دائمة" في العام التالي أكثر إقناعًا. [ 88 ] ومع تقلبات الرؤية، رُصدت بقعة كاسيني من عام 1665 إلى عام 1713. [ 144 ]

يكتنف لغزٌ بسيطٌ بقعةٌ على كوكب المشتري رُسمت حوالي عام ١٧٠٠ على لوحةٍ للفنان دوناتو كريتي ، معروضةٍ في الفاتيكان . [ ١٤٥ ] [ ١٤٦ ] وهي جزءٌ من سلسلةٍ من اللوحات التي تُصوّر أجرامًا سماويةً مختلفةً (مُكبّرة) كخلفياتٍ لمشاهد إيطاليةٍ متنوعة، وقد أشرف الفلكي يوستاكيو مانفريدي على رسمها جميعًا لضمان دقتها. تُعدّ لوحة كريتي أول لوحةٍ معروفةٍ تُصوّر البقعة الحمراء العملاقة باللون الأحمر. لم يُوصف أيّ جرمٍ من أجرام المشتري رسميًا باللون الأحمر قبل أواخر القرن التاسع عشر. [ ١٤٦ ]

لم يُرصد البقعة الحمراء العملاقة الحالية إلا بعد عام 1830، ولم تُدرس دراسة وافية إلا بعد ظهورها البارز عام 1879. يفصل بين الملاحظات التي أُجريت بعد عام 1830 واكتشافها في القرن السابع عشر فجوة زمنية مدتها 118 عامًا؛ ولا يُعرف ما إذا كانت البقعة الأصلية قد تلاشت ثم تشكلت من جديد، أو ما إذا كانت قد خفتت، أو حتى ما إذا كان سجل الرصد ببساطة رديئًا. [ 103 ] كانت للبقع الأقدم تاريخ رصد قصير وحركة أبطأ من حركة البقعة الحالية، مما يجعل تحديد هويتها أمرًا مستبعدًا. [ 145 ]

التقطت كاميرا المجال الواسع 3 التابعة لتلسكوب هابل منطقة البقعة الحمراء العظمى بأصغر حجم لها على الإطلاق. الألوان والتباين مبالغ فيهما بشكل كبير.

 في 25 فبراير 1979، عندما كانت المركبة الفضائية فوياجر 1 على بُعد 9.2  مليون كيلومتر من كوكب المشتري، أرسلت أول صورة مفصلة للبقعة الحمراء العظيمة إلى الأرض. تفاصيل السحب الصغيرة جدًاكانت هناك امتدادات مرئية بعرض 160  كيلومترًا . نمط السحب الملون والمتموج الذي يُرى غرب (يسار) البقعة الحمراء العملاقة هو منطقة أثر البقعة، حيث تُلاحظ حركات سحابية معقدة ومتغيرة بشكل استثنائي. [ 147 ]

أشكال بيضاوية بيضاء في المنطقة المعتدلة الجنوبية

الأشكال البيضاوية البيضاء التي شكلت فيما بعد Oval BA، والتي تم تصويرها بواسطة المركبة المدارية جاليليو في عام 1997

تشكلت ثلاث مناطق بيضاوية بيضاء طويلة الأمد حوالي عام 1940 في المنطقة المعتدلة الجنوبية. في عام 1939، ظهرت ثلاثة أجزاء داكنة صغيرة في هذه المنطقة، قسمتها إلى ثلاثة نطاقات طويلة فاتحة اللون. سرعان ما اتسعت الأجزاء الداكنة، وخلال أربعينيات القرن العشرين، تقلصت المناطق البيضاء لتصبح بيضاوية. أطلق إلمر ج. ريس على الأجزاء الداكنة أسماء AB وCD وEF، وعلى الأجزاء البيضاء بينها أسماء BC وDE وFA. [ 148 ] في أوائل أربعينيات القرن العشرين، تقلصت الأجزاء البيضاء لتصبح بيضاوية الشكل ، وامتدت على مساحة تقارب 90 درجة طولية ، وأُطلق عليها اسم "البيضاوية البيضاء". تقلصت الأشكال البيضاوية بسرعة خلال العقد الأول من عمرها، ثم ببطء، لتستقر في النهاية عند منطقة مستقرة بعرض 10 درجات بحلول عام 1965. [ 149 ] ومع تقلصها، هاجرت شمالًا واندمجت في الحزام المعتدل الجنوبي، "حفرت" لنفسها مكانة مميزة فيه. [ 150 ] في الواقع، وكما هو الحال مع البقعة الحمراء الكبرى، كانت دوراتها محصورة بتيارين نفاثين متعاكسين على حدودها الشمالية والجنوبية، أحدهما متجه شرقًا شمالها والآخر متجه غربًا عكسيًا جنوبها. [ 149 ]

يبدو أن الحركة الطولية للأشكال البيضاوية تتأثر بعاملين: موقع كوكب المشتري في مداره ( إذ تزداد سرعتها عند نقطة الأوج )، وقربها من البقعة الحمراء العملاقة (إذ تتسارع عندما تكون على بُعد 50  درجة منها). [ 151 ] وكان الاتجاه العام لمعدل انجراف الأشكال البيضاوية البيضاء هو التباطؤ، مع انخفاض بمقدار النصف بين عامي 1940 و1990. [ 152 ]

خلال تحليقات فوياجر ، امتدت الأشكال البيضاوية تقريبًا9000  كيلومتر من الشرق إلى الغرب،5000  كيلومتر من الشمال إلى الجنوب، وتدور كل خمسة أيام (مقارنة بستة أيام لنظام GRS في ذلك الوقت). [ 153 ]

ابتداءً من عام 1998، بدأت الأشكال البيضاوية الثلاثة بالاندماج. في البداية، اندمج الشكلان البيضاويان DE وFA ليشكلا الشكل البيضاوي DA، ثم في عام 2000 اندمج الشكلان البيضاويان BC وDA ليشكلا الشكل البيضاوي BA. [ 148 ] بدأ الشكل البيضاوي BA يكتسب لونًا أحمر في عام 2005، وظل أحمر اللون من عام 2006 إلى عام 2008، ثم تلاشى تدريجيًا ليعود إلى اللون الأبيض بحلول عام 2019. [ 154 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ^ يُعرَّف ارتفاع المقياسhshs= (R⋅T)/(M⋅gj)، حيث:R ≈ 8.314  جول/ مول / كلفن [155 ] هو ثابت الغازات ؛ M ≈0.0023 كجم ⋅ مول −1  هي متوسط ​​الكتلة المولية في الغلاف الجوي لكوكب المشتري؛ [ 3 ] T هي درجة الحرارة؛ و g j ≈25  م/ث² هو تسارع الجاذبية على سطح كوكب المشتري. ومع تغير درجة الحرارة من110  كلفن في التروبوبوز حتىعند درجة حرارة 1000  كلفن في الغلاف الحراري، [ 3 ] يمكن أن يأخذ ارتفاع المقياس قيمًا منمن 15 إلى 150  كم .
  2. ^ فشل مسبارغاليليوالجوي في قياس وفرة الأكسجين في الأعماق، لأن تركيز الماء استمر في الازدياد حتى مستوى الضغط.22  بار ، عندما توقف عن العمل. في حين أن وفرة الأكسجين المقاسة فعليًا أقل بكثير من القيمة الشمسية، فإن الزيادة السريعة الملحوظة في محتوى الماء في الغلاف الجوي مع العمق تجعل من المرجح أن تتجاوز وفرة الأكسجين في الأعماق القيمة الشمسية بمعامل حوالي 3، على غرار الوفرة النسبية للكربون والنيتروجين والكبريت. [ 1 ]
  3. ^ طُرحت تفسيراتٌ عديدةٌ لوفرة الكربون والأكسجين والنيتروجين وعناصر أخرى. التفسير الأبرز هو أن كوكب المشتري قد استحوذ على عدد كبير منالكويكباتخلال المراحل الأخيرة من تكوينه. ويُعتقد أن المواد المتطايرة، مثل الغازات النبيلة، قد حُبست على شكلهيدرات الكلاثراتفي جليد الماء. [ 1 ]
  4. رصد تلسكوب هابل الفضائيالتابع لناسافي 25 أغسطس/آب 2020 عاصفةً تدور حول كوكب المشتري بسرعة 560 كم/ساعة (350 ميلاً في الساعة). [ 156 ] بالإضافة إلى ذلك، أفاد باحثون منمعهد كاليفورنيا للتكنولوجياأن العواصف على كوكب المشتري تُشبه تلك التي تحدث على الأرض، حيث تتشكل بالقرب من خط الاستواء، ثم تتحرك باتجاه القطبين. إلا أن عواصف المشتري لا تتعرض لأي احتكاك من اليابسة أو المحيطات؛ لذا، فهي تنجرف حتى تصل إلى القطبين، مُولِّدةً ما يُعرفالمضلعة. [ 135 ]

مراجع

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 أتريا وآخرون . (2003) .
  2. 1 2 3 4 غيلو (1999) .
  3. 1 2 3 4 5 6 7 سيف وآخرون. (1998) .
  4. ↑ أتريا وونغ (2005) .
  5. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Ingersoll et al. (2004) , pp. 2–5.
  6. 1 2 3 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1942-1974 . 
  7. 1 2 3 4 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1974.
  8. 1 2 3 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1978-1980 . 
  9. 1 2 3 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1980-1982 . 
  10. 1 2 3 4 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1976.
  11. ↑ سميث وآخرون (1979) .
  12. 1 2 بيكر وآخرون (2020) .
  13. ↑ جايلز وآخرون (2020) .
  14. 1 2 إنجرسول وآخرون (2000) ، ص 13-14.
  15. ↑ Yelle & Miller (2004) ، ص. 1.
  16. 1 2 3 4 5 6 ميلر وآخرون. (2005) .
  17. 1 2 3 إنجرسول وآخرون (2004) ، ص 5-7.
  18. 1 2 انجرسول وآخرون. (2000) ، ص. 12.
  19. 1 2 3 Yelle & Miller (2004) ، ص 15-16.
  20. 1 2 3 أتريا وآخرون (2005ب) .
  21. 1 2 أتريا وآخرون (1999) .
  22. 1 2 West et al. (2004) ، ص 9-10 ، 20-23.
  23. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1937 . 
  24. ^ انجرسول وآخرون. (2000) ، ص. 8.
  25. ↑ Yelle & Miller (2004) ، ص 1-12.
  26. ↑ Yelle & Miller (2004) ، ص 22-27.
  27. ↑ مولر-وودارج، إنجو سي إف؛ إينوريجارو، بيو؛ مور، لوك؛ كوسكينين، تومي تي؛ ميدفيديف، ألكسندر إس. (29-08-2025). "درجات حرارة الغلاف الجوي العلوي لكوكب المشتري: دور المجال المغناطيسي الكوكبي" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 990 (1): L22. Bibcode : 2025ApJ...990L..22M . doi : 10.3847/2041-8213/adfa21 . ISSN 2041-8205 . 
  28. ↑ روبرتس، كيت؛ مور، لوك؛ أودونوغ، جيمس؛ ميلين، هنريك؛ ستالارد، توم؛ مولر-وودارج، إنجو؛ أجيوال، أوماكشي؛ نولز، كاتي ل.؛ تيرنتي، باولا إ.؛ محمد، خالد؛ شميدت، كارل (2026-02-05). "نظرة شاملة على الغلاف الجوي العلوي لكوكب المشتري من خلال H3+" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 998 (1): L13. doi : 10.3847/2041-8213/ae3c9b . ISSN 2041-8205 . 
  29. 1 2 بهاردواج وجلادستون (2000) ، ص 299-302.
  30. ↑ ماكدويل، جوناثان (8 ديسمبر 1995). "غاليليو عند كوكب المشتري" . تقرير جوناثان الفضائي (قائمة بريدية). مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية . مؤرشف من الأصل في 10 أغسطس 2011.
  31. 1 2 3 Encrenaz (2003) .
  32. ↑ كوندي وآخرون (2004) .
  33. ↑ ويلسون وميليتزر (2010) .
  34. ↑ ساندرز، روبرت (22 مارس 2010). "أمطار الهيليوم على كوكب المشتري تفسر غياب النيون في غلافه الجوي" . مركز أخبار جامعة كاليفورنيا، بيركلي . جامعة بيركلي. مؤرشف من الأصل في 1 مايو 2012. تم الاطلاع عليه في 24 يوليو 2012 .
  35. 1 2 روجرز (1995) ، ص 81.
  36. ↑ كاسبي وآخرون (2018) .
  37. ↑ جالانتي وآخرون (2021) .
  38. 1 2 بوس (1976) .
  39. 1 2 انجرسول وآخرون. (2000) ، ص. 5.
  40. ↑ جراني (2010) .
  41. ↑ هولتون (2004) .
  42. ↑ فليتشر وآخرون (2020) .
  43. ^ شومان ودي باتر (2005) ; انجرسول وآخرون. (2000) .
  44. ↑ جانسن وآخرون (2017) .
  45. 1 2 3 دوير وآخرون (2021) .
  46. ↑ ليو وشنايدر (2010) .
  47. ↑ روجرز (1995) ، ص 85، 91-94.
  48. 1 2 3 4 روجرز (1995) ، ص 101-105.
  49. ↑ روجرز (1995) ، ص 113-117.
  50. ↑ روجرز (1995) ، ص 125-130.
  51. 1 2 3 4 5 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1987-1989 . 
  52. ↑ روجرز (1995) ، ص 133، 145-147.
  53. ↑ روجرز (1995) ، ص 133؛ بيبي (1997) ، ص 24.
  54. ↑ أتكينسون، نانسي (2010). "كوكب المشتري، إنه يتغير" . يونيفرس توداي . تم الاسترجاع في 24 ديسمبر 2010 .
  55. ↑ روجرز (1995) ، ص 159-160.
  56. ↑ "صورة كوكبية التقطها تلسكوب هابل تُظهر تغيرات في البقعة الحمراء العظيمة لكوكب المشتري" . تم الاطلاع عليها بتاريخ 15 أكتوبر 2015 .
  57. ↑ روجرز (1995) ، الصفحات 219-221، 223، 228-229.
  58. ↑ روجرز (1995) ، ص 235.
  59. ↑ روجرز (2003) .
  60. ↑ روجرز وميتيج (2001) .
  61. ↑ ريدباث (1998) .
  62. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1943-1945 . 
  63. 1 2 Heimpel et al. (2005) .
  64. ↑ انظر، على سبيل المثال، Ingersoll & Cuzzi (1969) .
  65. 1 2 3 4 5 6 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1947-1958 . 
  66. ↑ إنجرسول وآخرون (2004) ، ص 16-17.
  67. ↑ إنجرسول وآخرون (2004) ، ص 14-15.
  68. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1949 . 
  69. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1945-1947 . 
  70. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1962-1966 . 
  71. ^ انجرسول وآخرون. (2004) ، ص. 12.
  72. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1966 . 
  73. 1 2 3 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1966-1972 . 
  74. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1970 . 
  75. 1 2 روستامي وآخرون (2025) .
  76. ↑ لو (1966) .
  77. ↑ بيرل وآخرون (1990) ، ص 12، 26.
  78. ↑ Ingersoll et al. (2004) ، ص 11، 17-18.
  79. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1978 . 
  80. 1 2 3 4 فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1977 . 
  81. ↑ "اكتشاف بقعة باردة عظيمة على كوكب المشتري" . www.eso.org . تاريخ الاطلاع: 17 أبريل 2017 .
  82. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1975 . 
  83. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1977، 1980-1982.
  84. ^ فاسافادا وشومان (2005) ، ص. 1979.
  85. ↑ هارينغتون، جيه دي؛ ويفر، دونا؛ فيلارد، راي (15 مايو 2014). "الإصدار 14-135 - تلسكوب هابل التابع لناسا يُظهر أن البقعة الحمراء العظيمة على كوكب المشتري أصغر من أي وقت مضى" . ناسا . تم الاطلاع عليه في 16 مايو 2014 .
  86. ↑ فريق التحرير (17 نوفمبر 2006). "بيانات كوكب المشتري" . أخبار Space.com . Future US. مؤرشف من الأصل في 11 مايو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 يونيو 2008 .
  87. ↑ "البقعة الحمراء العظيمة" . قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة تينيسي . 10 أغسطس 2000. مؤرشف من الأصل في 7 يونيو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 يونيو 2008 .
  88. 1 2 روجرز (1995) ، ص. 6.
  89. ↑ جراني (2010) ، ص 256.
  90. ↑ سميث وآخرون (1979) ، ص 954.
  91. ↑ إيروين (2003) ، ص 171.
  92. ↑ بيتي (2002) .
  93. ↑ بريت، روبرت روي (9 مارس 2009). "البقعة الحمراء العظيمة على كوكب المشتري تتقلص" . أخبار موقع Space.com. مؤرشف من الأصل في 11 مارس 2009. تم الاطلاع عليه في 4 فبراير 2009 .
  94. ↑ روجرز (1995) ، ص 191.
  95. ↑ روجرز (1995) ، ص 194-1966.
  96. ↑ بيبي (1997) ، ص 35.
  97. ↑ روجرز (1995) ، ص 195.
  98. ↑ روجرز (2006) .
  99. 1 2 فليتشر وآخرون (2010) ، ص. 306.
  100. ↑ ريس وسولبرغ (1966) ؛ روجرز (1995) ، ص 192-193.
  101. ↑ ستون (1974) ؛ روجرز (1995) ، ص 48، 193.
  102. ↑ روجرز (1995) ، ص 193.
  103. 1 2 بيبي (1997) ، ص 38-41.
  104. ↑ لوفلر وهدسون (2018) .
  105. ↑ فريق التحرير العلمي في ناسا (22 مايو 2023) [28 نوفمبر 2014]. "هل البقعة الحمراء العظيمة على كوكب المشتري حروق شمس؟" . Science@NASA . تاريخ الاسترجاع: 21 يناير 2026 .
  106. ↑ «من المرجح أن تكون البقعة الحمراء على كوكب المشتري حروق شمس، وليست احمرارًا» . مهمة كاسيني-هويجنز إلى زحل . مختبر الدفع النفاث التابع لناسا . 11 نوفمبر 2014. مؤرشف من الأصل في 6 يوليو 2016.
  107. ↑ فيليبس، توني (12 مارس 2003). " البقعة المظلمة العظيمة" . ساينس@ناسا . مؤرشف من الأصل في 15 يونيو 2007. تم الاسترجاع في 20 يونيو 2007 .
  108. ^ هامل وآخرون. (1995) ، ص. 1740.
  109. 1 2 سانشيز لافيجا وآخرون. (2001) .
  110. ↑ روجرز (1995) ، ص 223.
  111. 1 2 جو وآخرون (2006) .
  112. ↑ فيليبس، توني (3 مارس 2006). "البقعة الحمراء الجديدة على كوكب المشتري" . Science@NASA . مؤرشف من الأصل في 19 أكتوبر 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 أكتوبر 2008 .
  113. 1 2 فيليبس، توني (5 يونيو 2006). "تقارب عواصف هائلة" . ساينس@ناسا . مؤرشف من الأصل في 2 فبراير 2007. تم الاسترجاع في 8 يناير 2007 .
  114. ↑ ميشو، بيتر (20 يوليو 2006). "مرصد جيميني يرصد اقترابًا وثيقًا للبقع الحمراء لكوكب المشتري" . مرصد جيميني . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 يونيو 2007 .
  115. 1 2 "الانتشار تسبب في تلون البقعة الحمراء الصغيرة على كوكب المشتري" . ساينس ديلي. 26 سبتمبر 2008. مؤرشف من الأصل في 30 سبتمبر 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 أكتوبر 2008 .
  116. 1 2 فونتين، هنري (22 يوليو 2008). "على كوكب المشتري، معركة البقع الحمراء، مع خسارة الصغير" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاسترجاع في 18 يونيو 2010 .
  117. ↑ باكلي، م. (20 مايو 2008). "رياح عاصفة تهب في البقعة الحمراء الصغيرة لكوكب المشتري" . مختبر جونز هوبكنز للفيزياء التطبيقية. مؤرشف من الأصل في 25 مارس 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 أكتوبر 2008 .
  118. ↑ ستايغروالد، بيل (10 أكتوبر 2006). "البقعة الحمراء الصغيرة على كوكب المشتري تزداد قوة" . مركز غودارد الفضائي التابع لناسا. مؤرشف من الأصل في 1 نوفمبر 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 أكتوبر 2008 .
  119. ↑ "دوامات بيضاوية الشكل من جونو" . الجمعية الكوكبية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 يناير 2026 .
  120. 1 2 3 روجرز (2008ب) .
  121. ↑ شيغا، ديفيد (22 مايو 2008). "انفجار بقعة حمراء ثالثة على كوكب المشتري" . مجلة نيو ساينتست. مؤرشف من الأصل في 5 يوليو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 مايو 2008 .
  122. ↑ تشانغ، كينيث (25 مايو 2017). "مهمة ناسا إلى كوكب المشتري تكشف عن "الجديد وغير المتوقع"" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 27 مايو 2017. "
  123. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1982، 1985-1987 . 
  124. 1 2 3 سانشيز لافيجا وآخرون. (2008) ، ص 437-438.
  125. 1 2 فاسافادا وشومان (2005) ، ص 1983-1985 . 
  126. ^ بينز وآخرون. (2007) ، ص. 226.
  127. ↑ مورا وآخرون (2022) .
  128. ↑ طبطبا-وكيلي وآخرون. (2020) .
  129. ↑ غراسي وآخرون (2018) .
  130. 1 2 3 غافرييل وكاسبي (2021) .
  131. ↑ أدرياني وآخرون (2018) .
  132. ↑ آدم (1956) .
  133. ↑ سكوت (2010) .
  134. ↑ أونيل وآخرون (2015) .
  135. 1 2 لي وآخرون (2020) .
  136. ^ مورا وآخرون. (2022) ؛ روجرز وآخرون. (2021) .
  137. 1 2 غافرييل وكاسبي (2022) .
  138. ↑ مورا وآخرون (2021) .
  139. ↑ مكيم (1997) .
  140. ↑ ميلر (1953) .
  141. 1 2 3 4 5 6 7 8 انجرسول وآخرون. (2004) ، ص. 8.
  142. ↑ إنجرسول وآخرون (2004) ، ص. 2.
  143. ^ نول وآخرون. (1995) ، ص. 1307.
  144. ↑ روجرز (2008أ) ، ص 111-112.
  145. 1 2 روجرز (1995) ، ص. 188.
  146. 1 2 هوكي (1999) ، ص 40-41.
  147. ↑ سميث وآخرون (1979) ، ص 951-972.
  148. 1 2 روجرز، جيه إتش؛ هربرت، دي. (1991). "1991JBAA..101..351R الصفحة 351" . مجلة الجمعية الفلكية البريطانية . 101 : 351. رمز Bibcode : 1991JBAA..101..351R . تاريخ الاسترجاع : 11 فبراير 2026 .
  149. 1 2 روجرز (1995) ، ص 244-245.
  150. ↑ روجرز (1995) ، ص 226-227.
  151. ↑ روجرز (1995) ، ص 226.
  152. ↑ روجرز (1995) ، ص 225.
  153. ↑ بيبي (1997) ، ص 43.
  154. ↑ غالامور، هـ.؛ شانوفر، ن.؛ دال، إ.؛ فولز، د.؛ هول، ر. (أكتوبر 2020). "التطور الزمني للون عاصفة كوكب المشتري البيضاوية BA" . ملخصات اجتماعات الجمعية الفلكية الأمريكية/قسم علوم الكواكب #52 . 52 (6): 100.05. رمز Bibcode : 2020DPS....5210005G .
  155. ↑ "قيمة CODATA لعام 2022: ثابت الغازات المولي" . مرجع المعهد الوطني للمعايير والتكنولوجيا (NIST) للثوابت والوحدات وعدم اليقين . المعهد الوطني للمعايير والتكنولوجيا . مايو 2024. تاريخ الاسترجاع: 18 مايو 2024 .
  156. ↑ "نظرة جديدة على عواصف كوكب المشتري" . ناسا . ١٧ سبتمبر ٢٠٢٠. مؤرشف من الأصل في ٢٩ مارس ٢٠٢٣. تم الاطلاع عليه في ٢٥ سبتمبر ٢٠٢٠ .

المصادر المذكورة

للمزيد من القراءة